2015. 7. 7. 23:14ㆍ3. 천문뉴스/ESA Space Sience
사진1> 왼쪽 : 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 북반구를 촬영한 고해상도 OSIRIS 사진으로부터 18개의 구덩이가 식별되었다.
각 구덩이의 이름은 발견된 지역의 이름을 따서 지어졌으며 이들 중 몇몇은 여전히 활동성을 가지고 있다.
혜성의 전체 사진은 2014년 8월 3일 협각 카메라를 이용하여 285킬로미터 거리에서 촬영된 것이며 사진의 해상도는 픽셀당 5.3미터이다.
중앙 상단 : 세트 01(Seth_01)이라는 이름의 활동성 구덩이를 확대한 이 사진에는 구덩이 내부 벽면으로부터 뿜어져나오는 작은 제트가 그 모습을 드러내고 있다.
이 확대 사진에는 혜성의 복잡한 내부구조가 함께 그 모습을 드러내고 있다.
이 사진은 OSIRIS 광각 카메라가 2014년 10월 20일, 혜성 표면으로부터 7킬로미터 거리에서 촬영한 혜성 지표 사진의 일부이다.
세트 01의 지름은 220미터이다.
우측 상단 : 혜성에서 뿜어져나오는 제트의 미세한 구조를 보여주는 이 사진은 2014년 11월 22일, 혜성으로부터 28킬로미터 거리에서 촬영한 것이다.
이 사진은 OSIRIS 광각 카메라로 촬영되었으며 사진의 해상도는 픽셀당 2.8미터이다.
중앙 상단 및 우측 상단 사진 모두 혜성에서 발생하는 현상의 세부 모습을 드러내기 위해 인위적으로 컨트라스트를 강화된 것이다.
활동성 구덩이에 대한 이번 연구는 관측을 통해 드러난 활동성의 일부를 규명하는데 도움을 주었다.
67P/추류모프-게라시멘코 혜성으로부터 뿜어져나오는 먼지 제트들이 혜성 표면의 갑작스러운 붕괴로부터 형성된 것으로 보이는 구덩이로부터 뿜어져나왔다는 사실이 관측을 통해 추적되었다.
이 '싱크홀'들은 복잡하고 변화무쌍한 혜성 내부 정보의 일부를 제공해주고 있다.
로제타 호는 1년 이상 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 활동을 감시중이며 이 혜성이 공전궤도 상에서 태양에 가깝게 다가갈수록 먼지와 가스 분출이 어떤 모습을 보이는지를 관측하고 있다.
수백 킬로미터 거리로 떨어져 있을 당시부터 로제타 호는 혜성의 핵으로부터 뿜어져나와 우주공간으로 사라져가는 미묘한 먼지 패턴을 감시해왔다.
그리고 지금은 OSIRIS 카메라의 고해상도 감시 기능 덕택에 10~30킬로미터의 거리를 유지하고 있는 지난해 이래 최소한 몇몇 먼지 제트가 발생한 표면의 특정 지역을 추적해낼 수 있었다.
혜성에서 먼지 분출공이 관측되기는 이번이 처음이다.
2015년 7월 1일 네이처 지에 발표된 논문에 의하면 혜성의 북반구에서 18개의 준원형 구덩이가 식별되었으며 이중 몇몇은 지속적인 활동력을 보이고 있는 것으로 보인다.
이 구덩이들의 지름은 수십미터에서 수백미터까지 다양하며 고른 먼지가 뒤덮고 있는 바닥면까지 최고 210미터의 깊이를 가지고 있다.
또한 대부분의 활동성 구덩이로부터 물질이 흘러나오는 광경이 목격되었다.
사진 2> 로제타에 장착된 OSIRIS 협각 카메라를 이용하여 2014년 9월 20일, 26킬로미터 거리에서 촬영한 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 활성지역 세트(Seth)의 모습.
사진의 해상도는 픽셀당 45센티미터이다.
사진 중앙에 너비 220미터, 깊이 185미터의 구덩이 세트 1 (Seth_01)이 보인다.
사진에는 또한 Seth_01 위로 Seth_02와 Seth_03, 그리고 Seth_01의 아래로 Seth_04와 Seth_05의 모습이 담겨 있다.
이 사진은 따로 컨트라스트를 강조하지 않아서 활동성 제트가 보이지는 않지만 활성지역의 지질학적 다양성을 볼 수 있게 해준다.
사진 3> OSIRIS 광각 카메라로 촬영된 사진의 하단 우측으로 활성지역 세트의 활성 구덩이가 보인다.
사진에서 가장 큰 크기인 Seth_01은 너비 220미터, 깊이 185미터이다.
Seth_01의 바로 왼쪽으로 보이는 Seth_02와 Seth_03의 너비는 각각 110미터와 140미터이다.
어두운 구덩이에 대해 제트의 세부 구조를 드러내주기 위해 컨트라스트가 강조되었으며 이 제트는 구덩이 벽면의 균열부로부터 먼지가 흘러나오면서 만들어진 것으로 생각되고 있다.
이 사진은 2014년 10월 20일, 혜성으로부터 7킬로미터 거리에서 촬영된 것이다.
이번 논문의 주 저자이자 막스플랑크 태양계 연구소의 얀-밥티스테 빈센트(Jean-Baptiste Vincent)의 설명은 다음과 같다.
"우리는 구덩이 내부 벽면의 균열부로부터 솟아오르는 제트를 목격했습니다.
이 균열부가 말해주는 것은 지표 아래에 보다 쉽게 가열될 수 있는 휘발성 물질들이 있으며 이것이 지속적으로 우주 공간으로 뿜어져나간다는 사실입니다. "
과학자들은 로제타호가 보내온 사진들을 분석한 결과 이 구덩이들이 자체 무게를 지탱하기에는 너무나 얇아진 동굴의 천정이 무너지면서 생겨난 싱크홀일 것으로 추정하고 있다.
이렇게 혜성 내부의 균열부가 노출되면서 그렇지 않았다면 계속 감춰졌을 물질들이 기화하게 되고 이로부터 지속적인 침식 작용이 진행되었다.
이번 논문의 공동저자인 ESA ESTEC 기술 센터의 세바스티엔 베세(Sebastien Besse)의 설명은 다음과 같다.
"비록 우리는 붕괴를 통해 이 구덩이들이 갑자기 생겨났다고 생각하고 있지만 구멍투성이의 이 지하 동굴 자체는 오랜 시간에 걸쳐 지속적으로 규모를 키워왔을 것으로 생각됩니다."
논문의 저자들은 혜성 내부에 이러한 동굴이 발생할 수 있는 가능성으로 세 가지를 제시하고 있다.
첫번째 가설은 혜성이 생성될 당시부터 이미 이 동굴들을 가지고 있었다는 것이다.
수십미터에서 수백미터 크기의 작은 천체들이 서서히 충돌을 반복하면서 혜성이 만들어져 그 사이사이에 빈틈이 존재하기 때문이라는 것이다.
이렇게 만들어진 동굴에서 천정이 붕괴하는 일은 기화작용이나 지질변화 또는 다른 지역에서 흘러들어온 바윗돌의 충돌 등에 의해 표면이 약화되면서 발생했을 수 있다.
또다른 가설은 태양빛이 혜성의 먼지층을 뚫고 들어와 표면 아래 있는 휘발성 이산화탄소나 일산화탄소 얼음 덩어리들을 가열하여 직접적인 승화작용을 일으켰을 가능성이다.
또는 승화작용이 물이 액체에서 고체 상태로 변할 때 방출된 에너지에 의해 촉발되었을 수도 있다. 이 작용에 의해 보다 휘발성이 높은 주변의 이산화탄소나 일산화탄소 얼음이 기화되었을 수 있다는 것이다.
만약 일산화탄소나 이산화탄소 얼음의 기화가 이러한 동굴을 만들었다면 이 구덩이들이 혜성 전역에서 고루 보이지 않는다는 사실은 혜성 내부의 얼음 분포가 고르지 않다는 사실을 말해주는 단서가 된다.
그림 1> 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 구덩이는 싱크홀 붕괴로부터 생겨난 것으로 보인다.
이 그림은 싱크홀 붕괴에 의해 구덩이가 만들어지는 과정을 묘사하고 있다.
왼쪽. 열기로 인해 지하의 얼음이 기화되면서 동굴이 만들어진다.
가운데와 오른쪽. 천정이 스스로 유지될 수 없을만큼 약해지면서 붕괴되고 이로부터 깊은 원형 구덩이가 만들어진다.
오른쪽. 구덩이에서 새로 노출된 물질들이 기화되면 관측을 통해 드러난 활동성 제트를 설명할 수 있다.
세바스티엔의 설명은 다음과 같다.
"동굴이 만들어진 과정을 고려하지 않고 액면 그대로 말한다면, 이 구조들은 혜성의 처음 몇백 미터 깊이에 거대한 구조적 차이 또는 성분의 차이가 있다는 점을 보여주고 있으며 동굴들은 동굴이 없었다면 보이지 않았을 상대적으로 덜 변화된 물질들을 드러내주고 있습니다."
얀-밥티스테의 설명은 다음과 같다.
"우리는 이 구덩이들을 이용하여 혜성 표면의 상대적인 나이를 구분해낼 수 있을 것이라고 생각했습니다.
이러한 생각은 혜성 남반구에 대한 최근의 관측을 통해 확정됐죠.
남반구는 북반구보다 훨씬 더 많은 에너지를 받고 있었고, 남반구의 동굴들은 훨씬 더 많이 변형된 모습을 가지고 있었습니다.
남반구와 북반구의 구덩이 구조는 전혀 비슷하지 않았죠."
활동성을 보이는 구덩이들은 특별히 더 가파른 경사면을 가졌음에 반해 활동성을 보이지 않는 구덩이들은 상대적으로 얕은 깊이를 가지고 있었고 오래전에 활동성이 있었음을 알려주는 특성만이 관측되었다.
연구팀은 활동성을 보이는 구덩이들이 생긴지 얼마되지 않은 가장 젊은 지형이고 그다음으로 나이가 든 구덩이들은 벽면에서 떨어진 것으로 보이는 바윗돌들이 바닥에 널려 있다고 설명하였다.
반면 가장 오래된 구덩이들은 먼지로 가득차 테두리가 거의 보이지 않았다.
사진 4> 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 마트(Ma’at)지역에서 보이는 마트1, 마트2, 마트3 구덩이의 외모 차이는 이 구덩이들의 역사를 반영하고 있는 것으로 보인다.
1번과 2번 구덩이에서는 활동성이 보이지만 3번 구덩이에서는 전혀 활동성이 보이지 않는다.
갓 만들어진 활성 구덩이들은 특별히 급경사의 벽면을 가지고 있지만 일체 활동성이 관측되지 않는 구덩이는 상대적으로 얕은 깊이에 먼지로 가득 채워져 있는 것처럼 보인다.
중간 정도 시간이 흐른 구덩이의 바닥면에는 벽면에서 떨어진 것으로 보이는 바위들이 있다.
이 사진은 OSIRIS 협각 카메라를 이용하여 혜성으로부터 28킬로미터 지점에서 촬영된 것이다.
왼쪽에서 오른쪽으로 구덩이의 너비는 각각 125미터, 130미터, 140미터이며 깊이는 각각 65미터, 60미터 50미터이다.
세바스티엔의 설명은 다음과 같다.
"우리는 우리의 생각이 정말 사실인지, 이 구덩이들의 시간차가 예를 들면 혜성 내부의 열적 진화양상과 관련이 있는 것인지를 확인하기 위해 관측 및 분석을 계속하고 있습니다.
그러나 우리는 활동성 구덩이의 상당수가 이 혜성이 수차례 태양 주위를 도는 동안 이미 만들어진 것임에 틀림없을 것이라 생각합니다.
그렇지 않다면 붕괴로 인해 이러한 구덩이가 만들어지는 순간의 폭발 양상을 우리가 이번에도 볼 수 있을 것이라고 기대할 수 있었겠죠."
사실 로제타 호는 2014년 4월 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에 접근하는 동안 한 차례 폭발을 목격한 바 있다.
당시 분출된 물질의 총 질량은 1톤에서 100톤 정도 사이일 것으로 보인다.
과학자들은 구덩이의 붕괴가 이러한 폭발을 만들어냈을 수 있다고 생각하고 있다.
그러나 그렇다고 해도 당시의 붕괴는 일반적인 구덩이의 극히 일부에 해당하는 부분에서만 발생했을 것으로 생각하고 있다.
그 이유는 다음과 같다.
67P/추류모프-게라시멘코 혜썽의 밀도는 1입방 미터당 470킬로그램이다.
너비 140미터, 깊이 140미터의 전형적인 대형 구덩이에서 빠른 분출이 있었다면 그 결과로 분출되는 물질의 양은 백만톤 정도로서 2014년 4월에 관측된 것보다 훨씬 거대한 크기로 발생했을 것이다.
ESA 로제타 프로젝트 과학자 맷 테일러(Matt Taylor)의 소감은 다음과 같다.
"우리는 이 활동성 구덩이들이 어떻게 변해갈지 또는 우리가 새로운 구덩이가 생겨나는 양상을 볼 수 있게 될지에 정말 큰 흥미를 가지고 있습니다.
이 혜성에서 나타나는 변화를 관측하는 것, 특히 이와 같은 구조와 관련된 행동양상을 관측하는 것이야 말로 로제타 호의 핵심능력에 해당합니다.
로제타 호는 혜성의 형성 이후 그 표면 및 내부의 변화가 어떻게 진행되어 왔는지를 이해하는데 도움을 줄 것입니다.
그리고 2016년 9월까지로 예정된 추가 임무 수행기간동안 혜성이 어떻게 변해가는지를 밝혀내는 최상의 작업을 할 수 있을 것입니다."
출처 : ESA SPACE SIENCE 2015년 7월 1일 News
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Comet_sinkholes_generate_jets
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>
Comet sinkholes generate jets
A number of the dust jets emerging from Rosetta’s comet can be traced back to active pits that were likely formed by a sudden collapse of the surface. These ‘sinkholes’ are providing a glimpse at the chaotic and diverse interior of the comet.
Rosetta has been monitoring Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s activity for over a year, watching how its halo of dust and gas grows as the comet moves closer to the Sun along its orbit.
From a distance of a few hundred kilometres, Rosetta observes an intricate pattern of the dust jets emitted from the nucleus as they stream out into space. But now, thanks to high-resolution images from the OSIRIS camera from distances of just 10–30 km from the comet centre last year, at least some of these dust jets can be traced back to specific locations on the surface, the first time this has ever been seen.
In a study reported today in the science journal Nature, 18 quasi-circular pits have been identified in the northern hemisphere of the comet, some of which are the source of continuing activity.
The pits are a few tens to a few hundreds of metres in diameter and extend up to 210 m below the surface to a smooth dust-covered floor. Material is seen to be streaming from the most active pits.
“We see jets arising from the fractured areas of the walls inside the pits. These fractures mean that volatiles trapped under the surface can be warmed more easily and subsequently escape into space,” says Jean-Baptiste Vincent from the Max Planck Institute for Solar System Research, lead author of the study.
Scientists analysing the images think that the pits are formed when the ceiling of a subsurface cavity becomes too thin to support its own weight and collapses as a sinkhole. This exposes the fractured interior of the comet, allowing otherwise hidden material to sublimate, thus continuing to erode the pit over time.
“Although we think the collapse that produces a pit is sudden, the cavity in the porous subsurface could have growing over much longer timescales,” says co-author Sebastien Besse, of ESA’s ESTEC technical centre in the Netherlands.
The authors suggest three possible ways the voids are formed.
One idea is that they have existed since the comet itself formed, as a result of very low-speed collisions between primordial building blocks tens to hundreds of metres in size. The collapse of the roof above such a void could then be triggered through weakening of the surface, perhaps by sublimation or via seismic shaking or impact from boulders ejected from elsewhere on the comet.
Another possibility is the direct sublimation of pockets of volatile ices like carbon dioxide and carbon monoxide below the surface, heated by the warmth of sunlight penetrating an insulating top layer of dust.
Alternatively, sublimation could be driven by the energy liberated by water ice changing its physical state from amorphous to crystalline then sublimating the more volatile surrounding carbon dioxide and carbon monoxide ices.
If either of the latter two processes is the driving force, then the fact that the pits are not seen everywhere may indicate an uneven distribution of ices inside the comet.
“Regardless of the processes creating the cavities, these features show us that there are large structural and/or compositional differences within the first few hundred metres of the comet’s surface and the cavities are revealing relatively unprocessed materials that might not otherwise be visible,” adds Sebastien.
The authors note that the internal features revealed on the pit walls vary quite significantly from pit to pit, and include fractured material and terraces, horizontal layers and vertical striations, and/or globular structures nicknamed ‘goosebumps’.
“We think that we might be able to use the pits to characterise the relative ages of the comet’s surface: the more pits there are in a region, the younger and less processed the surface there is,” explains Jean-Baptiste.
“This is confirmed by recent observations of the southern hemisphere: this is more highly processed because it receives significantly more energy than the northern hemisphere, and does not seem to display similar pit structures.”
The active pits are particularly steep-sided, whereas pits without any observed activity are shallower and may instead indicate regions that were active in the past. The team suggests that the active pits are the youngest, while middle-aged pits exhibit boulders on their floors that have fallen from the sides. Meanwhile, the oldest pits have degraded rims and are filled with dust.
“We are continuing to analyse our observations to see if this theory holds true, and if this ‘time series’ is related to the internal thermal evolution of the comet, for example,” adds Sebastien.
“But we think that most of the active pits must have been present for several orbits around the Sun already, or else we would have expected to see a number of outbursts as their collapses were triggered this time around."
Rosetta did witness one outburst during its approach to the comet in April 2014, which is thought to have generated between 1000 kg and 100 000 kg of material. The authors state that a pit collapse could have been the driver for this outburst, but only a small fraction of the total volume of a typical pit could have been liberated at the time.
For example, given the measured average comet density of 470 kg per cubic metre, the rapid evacuation of a typical large pit 140 m wide and 140 m deep would result in the release of around a billion kilograms of material, several orders of magnitude greater than was observed in April 2014.
“We are very interested to see how these active pits evolve and maybe we’ll even witness the formation of a new pit,” says Matt Taylor, ESA’s Rosetta project scientist.
“Being able to observe changes in the comet, in particular linking activity to features on the surface, is a key capability of Rosetta and will help us to understand how the comet’s interior and surface have evolved since its formation.
“And with the extension of the mission until September 2016, we can do the best job possible at unravelling how comets work.”
Notes for Editors
“Large heterogeneities in comet 67P as revealed by active pits from sinkhole collapse,” by Jean-Baptiste Vincent et al is published in Nature.
About OSIRIS
The scientific imaging system OSIRIS was built by a consortium led by the Max Planck Institute for Solar System Research (DE) in collaboration with CISAS, University of Padova (IT), the Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (FR), the Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (ES), ESA’s Scientific Support Office (NL), the Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (ES), the Universidad Politéchnica de Madrid (ES), the Department of Physics and Astronomy of Uppsala University (SE), and the Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (DE). 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
Jean-Baptiste Vincent
Max Planck Institute for Solar System Research, Gottingen, Germany
Email: vincent@mps.mpg.de
Sebastien Besse
ESA–ESTEC
Email: sebastien.besse@esa.int
Matt Taylor
ESA Rosetta project scientist
Email: matt.taylor@esa.int
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