2015. 7. 6. 10:53ㆍ3. 천문뉴스/ESA Space Sience
사진 1> OSIRIS 협각 카메라에 의해 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 표면에서 식별된, 밝은 점들이 몰려있는 6개 지역을 촬영한 이 사진들은 2014년 9월 촬영된 것이다.
각각의 네모 상자는 이들이 발견된 지역을 지목하고 있다.(이것이 정확히 발견된 지점을 표시하는 것은 아니다.)
밝은 점들이 몰려서 존재하는 지역과 외따로 떨어져 있으면서 개개의 바위들 존재하는 지역들을 포함하여, 밝은 점들이 보이는 120개 지역이 식별된 사진들은 2014년 9월, 로제타 호가 혜성의 중심으로부터 20~50킬로미터 지점에 위치하고 있을 때 촬영된 것이다.
왼쪽에 나열된 사진은 위에서 아래 순으로 각각 하트메히트(Hatmehit)에 있는 얼음지역과 바위들, 이모텝(Imhotep)에 있는 일단의 얼음 덩어리들, 케프리(Khepry)에 있는 일단의 얼음 덩어리들을 보여주고 있다.
오른쪽으로도 역시 위에서 아래 순으로 각각 아누켓(Anuket)의 얼음 덩어리들과 이모텝의 밝은 구조물, 그리고 케프리와 이모텝 경계에 자리잡고 있는 일단의 얼음 덩어리들을 보여주고 있다.
여러 시간에 걸쳐 단색으로 촬영된 사진들을 조합하여 인위적인 삼원색을 입혀 만들어진 사진에 색채의 대비를 과장하여 표현한 결과 인간이 맨눈으로 보았을 때보다 검은 지형은 좀더 붉게 표현되었고, 밝은 지역은 푸른색으로 과장되게 표현되었다.
이러한 화상화 기술은 과학자들로 하여금 물질의 본성을 더 잘 알 수 있도록 해 준다.
사진의 경우 좀더 푸른색으로 나타나는 부분의 특성은 얼음의 존재를 의미하는 것이다.
과학자들이 로제타 호에 탑재된 고해상도 과학 카메라를 이용하여 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 표면에서 수미터 크기의 얼음덩이 100 여개 이상을 식별해냈다.
2014년 8월, 이 혜성에 100킬로미터 거리까지 접근한 로제타 호는 현재 10킬로미터 이하의 거리에서 이 혜성을 공전하며 혜성 표면에 대한 고해상도 사진들을 촬영하고 있다.
이번에 천문학 및 천체물리학 저널 (the journal Astronomy & Astrophysics)에 개재된 새로운 논문은 이 혜성의 표면에 노출되어 있는 밝은 면들에 대한 집중적인 분석을 담고 있다.
혜성으로부터 뿜어져나오는 가스의 관측을 근거로 과학자들은 이미 이곳에 얼음이 많이 존재하고 있음을 알고 있었다.
혜성들은 궤도를 따라 점점 태양에 가까이 다가갈 때 표면이 온도가 오르면서 얼음이 기화하여 가스가 된다.
이렇게 핵으로부터 흘러나온 가스와 핵으로부터 끌려나온 얼음 속에 파묻혀 있던 먼지 입자들이 코마와 꼬리를 만들게 되는 것이다.
그러나 혜성의 먼지 중 일부는 아래에 있는 얼음이 기화될 때에도 표면에 남아 있거나 혜성 핵의 또 다른 지점으로 떨어지게 되고, 얇은 먼지 물질들이 혜성의 핵을 뒤덮으면서 직접적으로 노출되는 얼음은 일부에만 한정되게 된다.
이러한 과정은 왜 67P/추류모프-게라시멘코 혜성을 비롯하여 다른 우주선의 방문을 받은 혜성들이 그토록 검게 보였는지를 설명해 줄 수 있다.
이러한 과정에도 불구하고 로제타호에 장착된 일련의 장비들은 표면 아래 얼어붙은 핵으로부터 나온 것으로 보이는 수증기와 이산화탄소 및 일산화탄소를 비롯한 다양한 가스들을 이미 감지한 바 있다.
사진 2> 케프리(Khepry) 지역에서 발견된 밝은 점들과 하트메히트(Hatmehit) 지역에서 발견된 밝은 면을 가지고 있는 바위의 모습.
밝은 면이 나타나는 것은 물로 된 얼음이 노출되었기 때문으로 추정되고 있다.
2014년 9월에 촬영된 사진에서 이와 같은 밝은 점이 나타나는 지역으로 식별된 곳은 총 120개 군데에 달한다.
이 두 개 사진은 2014년 9월 30일 OSIRIS 협각 카메라를 이용하여 로제타 호가 혜성 중심으로부터 20킬로미터 떨어져 있을 때 촬영한 것이다.
2014년 9월, 로제타호의 OSIRIS 협각 카메라로 촬영된 사진들을 이용하여 과학자들은 이 혜성의 평균 표면 밝기보다 열배까지 밝은 120개 지점을 골라냈다.
여기에는 밝은 물질들이 무리지어 있는 채로 발견되는 곳도 있고, 외따로 떨어진 채로 발견되는 경우도 있었는데, 고해상도 카메라로 관측했을 때 이들 중 상당수는 밝은 면을 가지고 있는 바위돌처럼 보였다.
수십미터 크기의 바위들 위에 이보다는 작은 크기로 흩뿌려진 바위들로 구성된 일련의 밝은 물질들은 일반적으로 절벽의 기저부에 파편이 쌓여있는 지역에서 발견되었다.
이들은 최근에 발생한 침식이나 절벽이 붕괴한 결과일 것으로 생각되며 먼지로 뒤덮힌 표면 아래에 생성된지 얼만 안된 물질들에 대한 정보를 알려주는 잔해이기도 하다.
반면 고립된 상태로 존재하는 물질들은 주변지역과는 어떤 연관관계도 찾기 힘든 양상으로 발견된다.
이 물질들은 활발한 혜성 활동이 있는 동안 혜성의 다른 지역으로부터 들어올려졌으나 혜성의 중력장을 완전히 벗어나기에는 충분치 못한 속도로 인해 다시 떨어진 물질들일 것으로 생각된다.
그러나 모든 경우 이 밝은 물질들은 상대적으로 태양에너지를 덜 받는 지역, 예를들어 절벽에 의해 응달이 지는 지역과 같은 곳에서 발견된다는 공통점이 있으며 한 달 여 간격을 두고 촬영된 사진에서도 눈에 띄는 변화는 발견되지 않았다.
또한 이들은 붉은 빛을 보이는 배경 색깔에 비해 가시광선 파장에서 파란색으로 치우친 양상을 보이는데 이는 얼음이 갖는 특성과 동일한 양상이기도 하다.
이번 논문의 주저자인 베른대학 안토니 포메롤(Antoine Pommerol)의 설명은 다음과 같다.
"여기서 발생하는 일들이나 속성으로 봤을 때 가장 그럴듯한 설명은 이것이 물로된 얼음이라는 것입니다.
우리가 관측을 할 당시 혜성은 태양으로부터 충분히 멀리 떨어져 있었고 태양에너지에 의해 발생하는 얼음의 기화비율은 시간당 1mm도 되지 않았을 때였습니다.
만약 노출된 얼음이 일산화탄소나 이산화탄소로 만들어진 것이었다면 동일한 양의 태양에너지에도 훨씬 빠르게 기화되었을 것이고 이처럼 표면에 안정적으로 존재하는 모습을 볼 수 없었을 겁니다."
사진 3> 왼쪽 두 개 사진은 2014년 9월 5일 OSIRIS 협각 카메라를 이용하여 촬영한 사진 중 일부이다.
오른쪽 사진은 9월 16일 촬영된 것이다.
사진이 촬영될 당시 로제타 호는 혜성 중심으로부터 30~40킬로미터 지점에 위치하고 있었다.
이 사진들은 서로 다른 시점에 단색으로 촬영한 사진들을 이용하여 882.1nm 은 붉은 색으로, 649.2nm 은 초록색으로, 360.0nm 은 파란색으로 인위적으로 변환하여 만들어낸 삼원색 조합 사진이다.
각 파장은 색깔의 대비를 강조하여 검은 지형은 좀더 붉은 색으로, 밝은 지역은 사람의 맨눈으로 보는 것보다 훨씬더 파란색으로 보이도록 조정되었다.
연구팀은 이러한 과정에 대한 좀더 많은 정보를 얻기 위해 연구실에서 일정 태양에너지가 유입되는 상황을 조성한 상태에서, 다양한 광물들과 뒤섞인 물로 된 얼음이 어떻게 행동하는지를 실험하였다.
연구팀은 기화가 발생한지 수시간 후 수밀리미터 두께의 검은 먼지층이 형성되었다는 사실을 알게 되었다.
어떤 곳에서는 이러한 작용으로 아래쪽에 있는 얼음을 찾아볼 수 있는 단서를 완전히 덮어버리게 되지만 이따금 비교적 크기가 큰 먼지 알갱이나 먼지덩이는 표면에서 들어 올려져 다른 곳으로 이동하면서 얼음의 밝은 면이 노출되기도 하였다.
막스플랑크 태양계 연구소의 OSIRIS 수석 개발자인 홀거 시르크스(Holger Sierks)의 설명은 다음과 같다.
"고작 1미리 두께의 먼지 층이라도 가시광 장비로부터 바로 아래에 있는 층을 가려버리기에는 충분합니다.
상대적으로 동일한 정도의 검은 표면을 유지하고 있는 67P/추류모프-게라시멘코의 핵에 수미터 정도의 크기로 밝은 점들이 드러날 수 있는 상황은 쉽게 녹지 않는 내열성을 갖춘 광물과 유기물질들로 구성된 얇은 먼지 멘틀의 존재에 의해서만 설명될 수 있습니다.
이 먼지 멘틀이 제거된 부분에서 나타나는 밝은 점들은 표면 바로 아래에 물로된 얼음이 상당히 많이 존재한다는 사실을 말해주는 것입니다."
연구팀은 또한 이 얼음 표면이 형성된 시점에 대해서도 추정해 보았다.
이에 대한 가설 하나는 6년 반 전, 이 혜성이 태양에 가장 가까운 지점을 통과할 때 얼음 노출면이 형성된 것으로 보고 있다.
이 때 얼음 덩어리들이 영구 응달 지역으로 이동하면서 여러 해 동안 기화점 아래로 유지되는 온도에 인해 지금까지 남아있다고 가정한 것이다.
또다른 가설은 혜성이 태양으로부터 상대적으로 멀리 떨어져 있더라도 일산화탄소나 이산화탄소에 의해 추동된 운동에너지가 얼음 덩어리들을 분출시켰을 수도 있다고 가정한다.
이 시나리오에 의하면 물을 기화시키기에는 충분치 않은 온도에서는 이산화탄소와 일산화탄소 얼음이 먼저 기화되어 버리고 물로 된 얼음만이 살아남게 되었을 것으로 가정하고 있다.
ESA 로제타 프로젝트 과학자인 맷 테일러(Matt Taylor)의 설명은 다음과 같다.
"혜성이 근일점에 가까이 다가가면 갈수록, 응달 지역에 머물러 있는 밝은 지표면에 내리쬐는 태양빛은 증가하게 되고,그로 인해 밝은 지표면의 형태는 변화하게 될 것입니다.
아마도 얼음이 좀더 넓게 노출되는 모습을 볼 수 있을 것라 기대할 수 있도 있을 듯 합니다.
OSIRIS 관측기를 비롯한 여러 장비들로 근일점 통과 전후를 비교하면 무엇이 이러한 지역의 형성과 변화를 만들어내었는지에 대해 값진 통찰을 얻을 수 있게 될 것입니다."
출처 : ESA SPACE SIENCE 2015년 6월 24일 News
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Exposed_water_ice_detected_on_comet_s_surface
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>
Exposed water ice detected on comet’s surface
24 June 2015
Using the high-resolution science camera on board ESA’s Rosetta spacecraft, scientists have identified more than a hundred patches of water ice a few metres in size on the surface of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Rosetta arrived at the comet in August 2014 at a distance of about 100 km and eventually orbited the comet at 10 km or less, allowing high-resolution images of the surface to be acquired.
A new study just published in the journal Astronomy & Astrophysics focuses on an analysis of bright patches of exposed ice on the comet’s surface.
Based on observations of the gas emerging from comets, they are known to be rich in ices. As they move closer to the Sun along their orbits, their surfaces are warmed and the ices sublimate into gas, which streams away from the nucleus, dragging along dust particles embedded in the ice to form the coma and tail.
But some of the comet’s dust also remains on the surface as the ice below sublimates, or falls back on to the nucleus elsewhere, coating it with a thin layer of dusty material and leaving very little ice directly exposed on the surface. These processes help to explain why Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko and other comets seen in previous flyby missions are so dark.
Despite this, Rosetta’s suite of instruments has already detected a variety of gases, including water vapour, carbon dioxide and carbon monoxide, thought to originate from frozen reservoirs below the surface.
Now, using images taken with Rosetta’s OSIRIS narrow-angle camera last September, scientists have identified 120 regions on the surface of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko that are up to ten times brighter than the average surface brightness.
Some of these bright features are found in clusters, while others appear isolated, and when observed at high resolution, many of them appear to be boulders displaying bright patches on their surfaces.
The clusters of bright features, comprising a few tens of metre-sized boulders spread over several tens of metres, are typically found in debris fields at the base of cliffs. They are most likely the result of recent erosion or collapse of the cliff wall revealing fresher material from below the dust-covered surface.
By contrast, some of the isolated bright objects are found in regions without any apparent relation to the surrounding terrain. These are thought to be objects lifted up from elsewhere on the comet during a period of cometary activity, but with insufficient velocity to escape the gravitational pull of the comet completely.
In all cases, however, the bright patches were found in areas that receive relatively little solar energy, such as in the shadow of a cliff, and no significant changes were observed between images taken over a period of about a month. Furthermore, they were found to be bluer in colour at visible wavelengths compared with the redder background, consistent with an icy component.
“Water ice is the most plausible explanation for the occurrence and properties of these features,” says Antoine Pommerol of the University of Bern and lead author of the study.
“At the time of our observations, the comet was far enough from the Sun such that the rate at which water ice would sublimate would have been less than 1 mm per hour of incident solar energy. By contrast, if carbon dioxide or carbon monoxide ice had been exposed, it would have rapidly sublimated when illuminated by the same amount of sunlight. Thus we would not expect to see that type of ice stable on the surface at this time.”
The team also turned to laboratory experiments that tested the behaviour of water ice mixed with different minerals under simulated solar illumination in order to gain more insights into the process. They found that after a few hours of sublimation, a dark dust mantle a few millimetres thick was formed. In some places this acted to completely conceal any visible traces of the ice below, but occasionally larger dust grains or chunks would lift from the surface and move elsewhere, exposing bright patches of water ice.
“A 1 mm thick layer of dark dust is sufficient to hide the layers below from optical instruments,” confirms Holger Sierks, OSIRIS principal investigator at the Max Planck Institute for Solar System Research in Göttingen.
“The relatively homogeneous dark surface of the nucleus of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko, only punctuated by some metre-scale bright dots, can be explained by the presence of a thin dust mantle composed of refractory mineral and organic matter, with the bright spots corresponding to areas from which the dust mantle was removed, revealing a water-ice-rich subsurface below.”
The team also speculates about the timing of the formation of the icy patches. one hypothesis is that they were formed at the time of the last closest approach of the comet to the Sun, 6.5 years ago, with icy blocks ejected into permanently shadowed regions, preserving them for several years below the peak temperature needed for sublimation.
Another idea is that even at relatively large distances from the Sun, carbon dioxide and carbon monoxide driven-activity could eject the icy blocks. In this scenario, it is assumed that the temperature was not yet high enough for water sublimation, such that the water-ice-rich components outlive any exposed carbon dioxide or carbon monoxide ice.
“As the comet continues to approach perihelion, the increase in solar illumination onto the bright patches that were once in shadow should cause changes in their appearance, and we may expect to see new and even larger regions of exposed ice,” says Matt Taylor, ESA’s Rosetta project scientist.
“Combining OSIRIS observations made pre- and post-perihelion with other instruments will provide valuable insight into what drives the formation and evolution of such regions.”
Notes for editors
“OSIRIS observations of metre-size exposures of H2O ice at the surface of 67P/Churyumov-Gerasimenko and interpretation using laboratory experiments” by A. Pommerol et al. is published in Astronomy & Astrophysics
About OSIRIS
The scientific imaging system OSIRIS was built by a consortium led by the Max Planck Institute for Solar System Research (Germany) in collaboration with CISAS, University of Padova (Italy), the Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (France), the Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (Spain), the Scientific Support Office of the European Space Agency (The Netherlands), the Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Spain), the Universidad Politéchnica de Madrid (Spain), the Department of Physics and Astronomy of Uppsala University (Sweden), and the Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Germany). OSIRIS was financially supported by the national funding agencies of Germany (DLR), France (CNES), Italy (ASI), Spain (MEC), and Sweden (SNSB) and the ESA Technical Directorate.
About Rosetta
Rosetta is an ESA mission with contributions from its Member States and NASA. Rosetta's Philae lander is contributed by a consortium led by DLR, MPS, CNES and ASI.
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
Antoine Pommerol
University of Bern
Email: Antoine.pommerol@space.unibe.ch
Holger Sierks
OSIRIS principal investigator
Max Planck Institute for Solar System Research
Email: sierks@mps.mpg.de
Matt Taylor
ESA Rosetta project scientist
Email: matt.taylor@esa.int
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