행성 대기의 기원과 진화

저번 포스팅 '태양계 행성'에 이어 오늘은 태양계를 이루는 행성에 존재하는 대기의 기원과 진화에 대해 알아보겠습니다.

 

 

행성 대기의 기원

 

태양계를 만든 물질은 태양계 성운(nebula)으로 불렸던 먼지와 기체 구름이라고 추측합니다. 주성분인 수소, 헬륨과 휘발성 기체 분자들을 포함한 성운의 기체 구름은 현대 행성 대기에 존재하는 분자들의 근원이 되었을 것입니다. 

 

지구형 행성의 기원

46억 년 전 기체 구름과 먼지로 이루어진 거대한 원반인 태양계의 성운이 행성을 만들며 남은 기체가 행성 초기의 원시대기입니다. 초기의 원시대기(제1차 원시대기)는 태양이 내뿜는 태양풍(solar wind)에 쓸려 사라지고, 태양계 성운 내에 존재하는 고체들과 얼음, 무거운 기체들이 시간이 지나면서 커다란 덩어리로 뭉치면서 4개의 지구형 행성이 되었습니다.

지구형 행성은 미행성이라는 상대적으로 작은 덩어리들의 부착 과정으로 성장하였습니다. 지구형 행성의 원시대기는 중력에 의하여 급격하게 수축되는 과정에서 발생한 수축 열에 의하여 밀도 성층화가 이루어졌고, 이때 화산폭발과 유사한 내부 기체의 폭발적인 분출에 의하여 생성되었습니다. 이러한 대기 생성과정 말고도 태양계 소행성대에 위치한 미행성으로부터 동일한 양의 휘발성 분자와 물, 탄소, 질소를 받았을 것으로 짐작됩니다. 소행성 충돌로 화구가 생성되는 과정과 함께 초기 태양에서부터 나오는 고에너지 자외선 플럭스가 초기의 원시대기에 존재하던 많은 양의 가벼운 기체들을 우주로 이탈시켰을 것입니다. 대기가 일단 형성된 이후에는 태양의 에너지 강도가 변화함에 따라, 대기의 산화력과 조성기체의 성분, 총질량에서도 변화가 진행 되었습니다.

 

목성형 행성의 기원

목성형 행성의 대기는 지구형 행성과 거의 같은 시점에서 시작되었을 것이지만, 시간에 따라 진화하는 방법은 달랐을 것입니다. 그러나 목성형 행성 대기가 진화하는 도중의 변화과정에서 대해서는 많이 알려지지 않았습니다. 목성과 토성은 주변의 고체 상태의 얼음과 성운기체가 합쳐지면서 성장하였고, 외부의 천왕성과 해왕성은 성장이 너무 느려 성운기체를 포집하지 못하고 매우 낮은 온도에서 얼음 상태로 존해하였습니다. 이러한 고체 표면을 가진 행성들은 강력한 중력장을 가지고 있지 못하였으며, 대기 생성 화학과정이 대부분 유사하기 때문에 목성형 행성의 대기는 모두 비슷합니다.

 

행성 대기가 생성된 후 행성 대기의 온도와 표면 중력에 의한 기체들의 우주로의 탈출 과정이 대기의 진화에 주된 역할을 하였습니다. 이 때 태양으로부터의 거리가 행성 대기 중 기체성분을 결정하는 데 중요한 요소가 되었습니다. 미행성의 충돌 중에 생성되는 순간적인 열과 압력이 휘발성 물질을 배출하도록 하였고, 대기 중 휘발성 물질들은 암석 표면의 광물들과 화학반응으로 기체의 화학 성분을 결정하였습니다. 배출된 기체들의 일부는 초기충돌과 태양 자외선 플럭스에 의해 우주로 빠져나갔습니다.

 

행성의 생성과 제1차 원시대기

46억 년 전 은하계의 한 모퉁이에 존재하던 성운(질량비를 고려할 때 수소 76%, 헬륨 22%, 나머지 2%는 보다 무거운 원소로 구성)은 초신성 폭발로 인해 발생한 충격파로 압축되기 시작하였습니다. 어느정도 수축한 성운이 충분한 밀도에 도달하면 자신의 중력에 의하여 급속히 끌리게 되며, 주변의 다른 물질들까지 끌어들이며 더 빠르게 수축하게 됩니다. 성운은 자신의 중력 때문에 더욱 급속히 수축하며, 그 중심에 원시태양이 탄생합니다. 원시태양은 현재보다 1,000배 정도의 밝기였지만 온도가 낮아 핵융합 반응을 일으키지는 못했습니다. 하지만 중력에너지에 의해 점차적으로 온도가 증가하여 원시태양 탄생 이후 1000만 년~1억 년 사이에 열핵 반응인 핵융합이 일어납니다. 이 기간을 일컬어 T 타우리 단계(T Tauri phase)라 합니다. T 타우리 단계는 항성의 진화에서 중요한 시기로, 그 당시 태양으로부터 불어오는 태양풍의 세기는 현재의 10만 배 정도였을 것이라고 추정하고 있습니다.

 

태양 주위에 남았던 성운과 고체입자도 충돌을 반복하여 미행성으로 성장했습니다. 이 미행성은 아직 밀도가 큰 성간운때문에 속력이 느렸으며, 충돌해도 파괴되지 않고 성장하는 것이 가능하여 원시태양 탄생 이후, 1,000만 년이 지나고 나서야 원시행성이 탄생합니다. 핵융합에 의하여 고온 상태인 원시행성 내부로부터 수소와 헬륨을 주성분으로 하는 다양한 휘발성 물질이 빠져나와 행성을 두텁게 휘감고 있는 대기를 형성하였습니다. 이 시기의 온도도 계속적인 미행성의 충돌 에너지 때문에 유효복사온도보다 훨씬 높았습니다. 이러한 원시대기를 제1차 원시대기라고하고 합니다.

 

제1차 원시대기의 주성분은 수소와 헬륨입니다. 기온이 높아 수소와 헬륨이 우주공간으로 빠져나가기 쉬운 조건이었습니다. 또한 T 타우린 단계에서는 현재의 10만 배나 강한 태양풍이 태양과 가까운 지구형 행성의 제1차 원시 대기를 잃게 만들었습니다. 이와 반대로 태양으로부터 멀리 떨어진 목성형 행성은 현재까지 제1차 대기가 남아 있을것으로 추측 합니다.

 

제2차 원시대기의 생성과 진화

제1차 원시대기가 없어진 지구형 행성에는 제2차 원시대기가 생성되었으며, 원시행성은 지속적인 미행성의 충돌과 수축열에 의한 고온 상태가 지속되어 폭발적인 분출활동이 지속되었습니다. 이 폭발로 인해 지표면은 마그마로 덮여 있을 것이며. 고온의 행성 내부로부터 다양한 기체들이 폭발적으로 방출되었을 것입니다. 오늘날의 화산분출과는 매우 다른 상황이지만, 지구 초기 역사에서는 화산분출과 유사한 방식으로 휘발성 기체가 지속적으로 뿜어져 나왔을 것입니다.

 

화산에서 대량으로 분출되는 기체 중에서 온실기체(수증기)와 이산화탄소는 대기 진화에 큰 영향을 미쳤습니다. 특히 수증기는 넓은 파장 범위로 적외선을 흡수,방출하기 때문에 강한 온실효과를 초래 했습니다. 시간이 흘러 미행성의 충돌 빈도가 적어지며, 행성의 표면온도가 유효온도와 비슷할 정도로 내렸갔을 무렵, 제1차 원시대기가 제2파 원시대기로 진화해 나갑니다.

 

화성의 제2차 원시대기의 진화

분출된 기체 중 수증기는 온실효과를 일으켜 행성표면의 온도를 상승시킵니다. 포화수증기압은 기온이 증가함에 따라 대략 지수 함수적으로 높아지는 성질을 가지고 있습니다. 같은 양의 수증기가 대기에 존재했을 때 태양과 가까운 행성일수록 고온이고 이로인해 포화수증기압이 높습니다. 제2차 원시대기가 형성되기 시작하였을 때 수증기압이 포화수증기압에 이르게 되면 수증기의 응결이 진행되어 물방울이나 얼음으로 변하여 수증기는 증가하지 않고 대기압도 증가하지 않습니다. 제2차 원시대기의 성장은 여기서 멈추게 되며 이러한 과정은 화성에서 뚜렷하게 보입니다. 

 

금성의 제2차 원시대기의 진화

금성의 경우 태양과 가까워 초기 온도가 높아 화성과 같은 양의 수증기가 방출되고 같은 온실효과라고 해도 포화수증기압이 급속히 증가하기 때문에 응결이 있어 날 수 없습니다. 온실효과를 일으키는 수증기가 우주로 탈출해 버리기도 하는데, 이것을 탈주 온실효과설(runaway greenhouse effect hypothesis)이라고 하며 금성은 이러한 진화과정을 거쳤다고 여겨집니다. 

 

오늘은 지구형 행성과 목성형 행성의 대기기원과 진화과정에 대해 알아보았습니다. 다음에는 '행성의 대기조성과 구조'에 대한 내용을 포스팅 하겠습니다.