2015. 11. 1. 01:42ㆍ3. 천문뉴스/ESA Space Sience
표 1> 로제타 호가 혜성에서 처음으로 산소 분자를 탐지해냈다.
그래픽으로 표시된 결과는 67P/추류모프-게라시멘코 혜성이 태양을 향해 전진을 계속하던 2014년 9월부터 2015년 5월까지 ROSINA-DFMS를 이용하여 취합한 데이터에 근거를 둔 것이다.
상단 중앙 : 고해상도 측정치는 황이나 메탄올(CH3OH)과 같은 다른 종류의 원소로부터 산소 분자를 분리하여 측정할 수 있게 해주었다.
코마 가스의 감지량은 예상대로 혜성의 핵에 다가갈수록 강도가 높아진다.
우주선이 기동하는 동안 가동된 추진연료 부산물에 의해 관측 데이터가 오염된 정도는 아주 낮다.
상단 우측 : 산소 분자와 수증기 간의 강력한 연관성은 산소의 기원과 혜성의 핵으로부터 유출되어 나오는 기재를 말해준다.
하단 중앙 : H2O에 대한 O2의 비율은 연구가 진행되는 동안 일관성을 유지했다.
잠깐잠깐 나타나는 변화는 매일 계속된 물얼음 주기의 관측동안 비정상적으로 H2O의 비율이 높아지면서 O2의 비율이 상대적으로 낮아졌기 때문이다.
항구적으로 나타나는 이러한 일관성은 O2가 태양풍이나 자외선 및 표면 얼음 간의 상호작용에 의해 근래에 일시적으로 만들어진 것이 아님을 보여준다.
그렇지 않았다면 혜성의 활동성이 증가하면서 산소는 빠르게 줄어들었을 것이다.
산소는 태양계 초기에 혜성의 얼음이 형성되던 당시 합쳐진 것임에 틀림없으며, 그것이 오늘날 수증기와 함께 흘러나오고 있는 것이다.
각각의 그래프는 하기 링크를 통해 자세히 확인할 수 있다.
http://blogs.esa.int/rosetta/2015/10/28/first-detection-of-molecular-oxygen-at-a-comet/
ESA의 로제타 호가 혜성으로부터 뿜어져나오는 산소분자를 감지해냈다.
이 놀라운 관측 결과는 산소가 혜성의 형성 과정에 이미 포함되어 있었다는 사실을 말해준다.
로제타 호는 1년 이상 67P/추류모프-게라시멘코 혜성을 연구해오면서 핵으로부터 뿜어져나오는 다양한 가스를 감지해왔다.
혜성에는 수증기와 일산화탄소 및 이산화탄소가 가장 풍부하게 존재하며 이 밖에도 질소와 황, 탄소 화합물들과 불활성 기체들도 탐지되었다.
산소는 우주에서 세 번째로 풍부하게 존재하는 원소이긴 하지만 가장 단순한 형태의 O2 만이 남는 경우는 별들이 만들어지는 구름에서조차 놀라우리만치 드물다. 이는 산소원자가 반응성이 크고 쉽게 분해되며 다른 원자나 분자들과 쉽게 결합되기 때문이다.
일례로 산소 원자는 차가운 먼지 알갱이에서 수소 원자와 결합하여 물을 형성하게 되고 자외선 복사에 의해 O2로부터 분해된 산소 원자는 O2와 다시 재결합하여 오존(O3)을 형성한다.
목성이나 토성의 달에서 산소가 감지되긴 했지만 O2는 아직껏 혜성과 관련이 있는 휘발성 원소 상에서는 발견되지 않았었다.
ROSINA 수석 연구원인 베른 대학의 카트린 알트베그(Kathrin Altwegg)의 설명은 다음과 같다.
"혜성에서 O2가 감지되리라곤, 더더군다나 이렇게나 많이 존재할 것이라고는 정말 상상도 못했습니다.
산소는 화학적으로 다른 원소들과 아주 쉽게 반응하기 때문인데 그래서 이번 발견은 더더욱 놀랍습니다.
이번 발견을 예측할 수 없었던 또 다른 이유는 우주 공간에서 O2가 감지되는 경우가 거의 없기 때문입니다.
따라서 이번에 감지된 산소가 혜성의 형성기에 처음부터 포함된 것이라고 해도 현재의 태양계 생성 모델로는 설명하기가 쉽지 않은 상황입니다."
연구팀은 O2를 식별하는데 2014년 9월부터 2015년 3월까지 혜성 주위에서 수집된 3천개 이상의 샘플을 분석하였다.
사진 1> 이 사진은 2015년 10월 18일, 로제타 호가 67P/추류모프-게라시멘코 혜성으로부터 433킬로미터 거리에 있을 때, 네비게이션 카메라를 이용하여 촬영한 것이다.
사진의 해상도는 픽셀당 36.9미터이다.
연구팀은 H2O에 대해 1~10% 수준의 산소가 존재하며 평균 분포는 3.8± 0.85% 수준으로 측정하였는데, 이는 분자 구름의 화학에서 기술하고 있는 모델 상의 예측치보다 상당히 많은 수치에 해당한다.
이번에 감지된 산소 분자의 양은 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 항구적으로 측정되어 온 물의 양과 긴밀한 연관관계가 있음을 보여주었는데 이러한 사실은 이 산소들이 핵에서부터 기원하고 있으며 이와 연관된 모종의 기재가 있음을 말해주는 것이다.
이와는 대조적으로 O2의 양은 O2와 거의 유사한 휘발성을 가지고 있는 일산화탄소나 질소 분자와는 거의 상관관계가 없음을 보여주었고, 일체의 오존도 감지되지 않았다.
67P/추류모프-게라시멘코 혜성이 태양을 향해 가는 동안 로제타 호는 6 개월 이상을 67P/추류모프-게라시멘코 혜성의 핵으로부터 10~30킬로미터라는 대단히 가까운 거리에서 공전하였다.
태양까지의 거리가 점점 좁혀져감에도 불구하고 H2O 대비 O2의 비율은 지속적으로 동일한 상태를 유지했으며, 로제타 호가 자리잡고 있는 고도나 위도에 따라 달라지는 현상도 전혀 존재하지 않았다.
좀더 상세히 말하자면 H2O에 대한 O2의 비율은 H2O가 많아질수록 감소하는 양상을 보였는데 이러한 결과는 매일 관측된 기화-응측 작용에 의해 지표면에 물얼음이 형성된 과정에 영향을 받았던 것으로 보인다.
연구팀은 O2의 존재 및 O2가 지속적으로 풍부히 존재하는 현상, 그리고 물과의 연관성 및 오존의 결핍 양상을 설명하기 위해 우선 이 기간동안 광분해와 방사선분해를 고려하여 그 가능성을 조사하였다.
광분해과정에서 광자는 분자 간의 연결관계를 파괴하는 반면 방사선분해에서는 보다 많은 에너지를 가진 광자나 빠르게 움직이는 전자와 이온을 포함하여 얼음과 이온화 분자에 에너지가 축적된다.
이러한 과정은 외태양계에 자리잡고 있는 달이나 토성의 고리에서 관측되는 과정이다.
원칙적으로 이 두 개 과정은 산소 분자의 형성과 노출을 이끌어낸다.
방사선분해가 카이퍼 벨트 상에서 수십억년의 시간을 보내는 혜성에 작용하게 되면 수미터의 깊이로 O2를 쌓이게 만들 수 있다.
그러나 이렇게 쌓인 상층부는 혜성이 내태양계 궤도에 진입하게 되면 사라지게 된다.
따라서 이러한 과정은 오늘날 우리가 보게 되는 O2의 근원 시나리오에서 배제되는 것이다.
방사선 분해와 태양풍에 의해 광분해된 입자 및 자외선 광자에 의해 보다 최근에 생성된 O2는 혜성의 표면 상층부에 수 마이크로미터 정도 깊이로 쌓였을 수도 있다.
이에 대해 이번 주 네이처 지에 개재된 논문의 주저자인 미시건 대학 앙드레 비엘러( Andre Bieler )의 설명은 다음과 같다.
"만약 이것이 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 발견된 O2의 주요 원인이라면, 우리가 관측을 지속한 6개월간 이 산소층은 지속적으로 제거되었을 것이기 때문에 H2O에 대한 O2의 비율은 지속적으로 낮아지는 모습을 보여주었을 것입니다.
일시적인 O2의 생성 역시 가능성은 없다고 봅니다. 그랬다면 서로 다른 밝기 조건 하에서 O2가 다양한 수치로 나타났을 것이기 때문입니다.
따라서 남는 것은 이 혜성이 형성될 당시 원초적으로 O2가 어느정도 포함되어 있었을 것이라는 가정입니다.
그리고 이것이 오늘날 관측되는 수증기와 함께 흘러나오고 있는 것이죠."
이에 대한 한 가지 가설은 태양계가 형성되기 전 원시 태양계 구름에 가스상 O2가 애초부터 물얼음에 포함되어 있었을 것이라고 추측하고 있다.
원시행성원반에 대한 화학적 모델은 가스상 O2가 풍부하게 몰려 있는 곳이 혜성이 형성되는 지점일 가능성이 있는 것으로 예상하고 있다.
그러나 이러한 가정이 성립하려면 O2가 포획되어 있는 물얼음이 먼지알갱이를 형성할 때 그 온도가 영하 173도 이상에서 영하 243도 이하로 빠르게 냉각될 필요가 있다.
그리고 그 이후에 일체의 화학적 변화 없이 이 먼지 알갱이가 혜성에 포함되어야 한다.
이번 논문의 공동저자인 네덜란드 라이든 천문대의 에비네 반 디쇼에크(Ewine van Dishoeck)의 설명은 다음과 가다.
"또다른 가설은 태양계가 고밀도 분자구름 내에서 특이하게 온도가 높은 곳에서 생성되었다고 가정하고 있습니다.
온도는 이와 같은 구름에서 일반적으로 예견되는 영하 263도보다 10도에서 20도 정도 높은 수준이었다고 봅니다.
이는 태양계가 형성된 구름에서 혜성이 형성된 외곽부의 조건 추정치와 일치하는 견해입니다.
또한 이전에 로제타 호가 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 관측한 낮은 N2 분자의 함유량과도 일치하는 견해죠."
그러나 얼음 먼지 알갱이의 방사선분해는 혜성이 강착되어 좀더 큰 몸집으로 성장하기 이전에 발생할 수 있다.
이러한 경우 O2는 수소가 모두 흩어져 사라지는 대신 먼지 알갱이 내에 물얼음이 비어있는 곳에 포획된 채로 남아있을 수 있으며, 이로부터 O2가 물로 변형되는 것도 차단될 수 있고, 고체 얼음 내에서 O2가 증가되고 항구적인 수치를 유지하는 결과로 나타날 수 있다.
이러한 얼음 알갱이들이 합쳐져 혜성의 핵으로 진화해간다면 지금 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 관측된 H2O와의 강력한 연관성을 설명할 수 있게 된다.
카트린의 설명은 다음과 같다.
"O2가 어떻게 생성되었는지를 차치하고서도 O2가 혜성이 형성되는 강착단계에서 어떻게든 보호되었다는 사실도 흥미롭습니다.
이러한 과정은 O2가 다른 화학반응에 의해 파괴되는 것을 피할만큼 부드럽게 진행되었음에 틀림없습니다.
ESA 로제타 프로젝트 과학자인 맷 테일러(Matt Taylor)의 소감은 다음과 같다.
"이번 연구 결과는 혜성 연구 여부를 떠나서 대단히 흥미로운 결과입니다.
이것이 어떻게든 우리 태양계의 진화 모델에 영향을 줄 가능성이 상당하기 때문이죠."
출처 : ESA SPACE SIENCE 2015년 10월 28일 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>
First detection of molecular oxygen at a comet
ESA’s Rosetta spacecraft has made the first in situ detection of oxygen molecules outgassing from a comet, a surprising observation that suggests they were incorporated into the comet during its formation.
Rosetta has been studying Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko for over a year and has detected an abundance of different gases pouring from its nucleus. Water vapour, carbon monoxide and carbon dioxide are the most prolific, with a rich array of other nitrogen-, sulphur- and carbon-bearing species, and even ‘noble gases’ also recorded.
Oxygen is the third most abundant element in the Universe, but the simplest molecular version of the gas, O2, has proven surprisingly hard to track down, even in star-forming clouds, because it is highly reactive and readily breaks apart to bind with other atoms and molecules.
For example, oxygen atoms can combine with hydrogen atoms on cold dust grains to form water, or a free oxygen split from O2 by ultraviolet radiation can recombine with an O2 molecule to form ozone (O3).
Despite its detection on the icy moons of Jupiter and Saturn, O2 had been missing in the inventory of volatile species associated with comets until now.
“We weren’t really expecting to detect O2 at the comet – and in such high abundance – because it is so chemically reactive, so it was quite a surprise,” says Kathrin Altwegg of the University of Bern, and principal investigator of the Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis instrument, ROSINA.
“It’s also unanticipated because there aren’t very many examples of the detection of interstellar O2. And thus, even though it must have been incorporated into the comet during its formation, this is not so easily explained by current Solar System formation models.”
The team analysed more than 3000 samples collected around the comet between September 2014 and March 2015 to identify the O2. They determined an abundance of 1–10% relative to H2O, with an average value of 3.80 ± 0.85%, an order of magnitude higher than predicted by models describing the chemistry in molecular clouds.
The amount of molecular oxygen detected showed a strong relationship to the amount of water measured at any given time, suggesting that their origin on the nucleus and release mechanism are linked. By contrast, the amount of O2 seen was poorly correlated with carbon monoxide and molecular nitrogen, even though they have a similar volatility to O2. In addition, no ozone was detected.
Over the six-month study period, Rosetta was inbound towards the Sun along its orbit, and orbiting as close as 10–30 km from the nucleus. Despite the decreasing distance to the Sun, the O2/H2O ratio remained constant over time, and it also did not change with Rosetta’s longitude or latitude over the comet.
In more detail, the O2/H2O ratio was seen to decrease for high H2O abundances, an observation that might be influenced by surface water ice produced in the observed daily sublimation–condensation process.
The team explored the possibilities to explain the presence and consistently high abundance of O2 and its relationship to water, as well as the lack of ozone, by first considering photolysis and radiolysis of water ice over a range of timescales.
In photolysis, photons break bonds between molecules, whereas radiolysis involves more energetic photons or fast electrons and ions depositing energy into ice and ionising molecules – a process observed on icy moons in the outer Solar System, and in Saturn’s rings. Either process can, in principle, lead to the formation and liberation of molecular oxygen.
Radiolysis will have operated over the billions of years that the comet spent in the Kuiper Belt and led to the build-up of O2 to a few metres depth. But these top layers must all have been removed in the time since the comet moved into its inner Solar System orbit, ruling this out as the source of the O2 seen today.
More recent generation of O2 via radiolysis and photolysis by solar wind particles and UV photons should only have occurred in the top few micrometres of the comet.
“But if this was the primary source of the O2 then we would have expected to see a decrease in the O2/H2O ratio as this layer was removed during the six-month timespan of our observations,” says Andre Bieler of the University of Michigan and lead author of the paper describing the new results in the journal Nature this week.
“The instantaneous generation of O2 also seems unlikely, as that should lead to variable O2 ratios under different illumination conditions. Instead, it seems more likely that primordial O2 was somehow incorporated into the comet’s ices during its formation, and is being released with the water vapour today.”
In one scenario, gaseous O2 would first be incorporated into water ice in the early protosolar nebula stage of our Solar System. Chemical models of protoplanetary discs predict that high abundances of gaseous O2 could be available in the comet forming zone, but rapid cooling from temperatures above –173ºC to less than –243ºC would be required to form water ice with O2 trapped on dust grains. The grains would then have to be incorporated into the comet without being chemically altered.
“Other possibilities include the Solar System being formed in an unusually warm part of a dense molecular cloud, at temperatures of 10–20ºC above the –263ºC or so typically expected for such clouds,” says Ewine van Dishoeck of Leiden Observatory in the Netherlands, co-author of the paper.
“This is still consistent with estimates for the comet formation conditions in the outer solar nebula, and also with previous findings at Rosetta’s comet regarding the low abundance of N2.”
Alternatively, radiolysis of icy dust grains could have taken place prior to the comet’s accretion into a larger body. In this case, the O2 would remain trapped in the voids of the water ice on the grains while the hydrogen diffused out, preventing the reformation of O2 to water, and resulting in an increased and stable level of O2 in the solid ice.
Incorporation of such icy grains into the nucleus could explain the observed strong correlation with H2O observed at the comet today.
“Regardless of how it was made, the O2 was also somehow protected during the accretion stage of the comet: this must have happened gently to avoid the O2 being destroyed by further chemical reactions,” adds Kathrin.
“This is an intriguing result for studies both within and beyond the comet community, with possible implications for our models of Solar System evolution,” says Matt Taylor, ESA’s Rosetta project scientist.
Notes for Editors
“Abundant molecular oxygen in the coma of 67P/Churyumov–Gerasimenko,” by A. Bieler et al is published in the 29 October 2015 issue of the journal Nature.
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
Kathrin Altwegg
Principal investigator for ROSINA
University of Bern, Switzerland
Email: kathrin.altwegg@space.unibe.ch
Andre Bieler
University of Michigan
Email: abieler@umich.edu
Ewine van Dishoeck
Leiden Observatory, University of Leiden, the Netherlands
Email: ewine@strw.leidenuniv.nl
Matt Taylor
ESA Rosetta Project Scientist
Email: matt.taylor@esa.int
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