천왕성(Uranus)

천왕성(Uranus)

천왕성(Uranus)은 태양에서 일곱 번째 행성으로 시안의 거대한 가스 행성입니다. 천왕성의 대부분은 물, 암모니아, 메탄으로 이루어져 있으며 천문학에서는 '얼음' 또는 휘발성 물질이라고 불립니다. 이 행성의 대기는 복잡한 층상의 구름 구조를 가지며 태양계의 모든 행성 중 최저 기온은 49K(-224℃, -371F)입니다. 천왕성의 축방향 경사는 97.8도 이고 역행 회전 속도는 17시간입니다. 이는 지구의 84년간의 태양 궤도 주기로, 그 극은 약 42년간 연속된 햇빛을 받고 그 후 42년간 연속된 어둠을 얻는 것을 의미합니다. 천왕성은 태양계 행성 중 세 번째로 지름이 크고 질량이 네 번째로 큽니다. 현재 모델에 따르면 천왕성의 휘발성 맨틀층 내부는 암석 핵이며, 그 주위는 두꺼운 수소와 헬륨 대기입니다. 상부 대기에서는 미량의 탄화수소(가수분해에 의해 생성된다고 생각됨)와 이산화탄소(혜성에서 발생한 것으로 생각됨)가 검출되었습니다. 천왕성의 대기에는 많은 원인을 알 수 없는 기후 현상이 있으며 최고 풍속 900km/h(560mph), 극관 변화, 불규칙한 구름 형성 등입니다. 천왕성은 또한 아직 설명되지 않은 다른 거대 행성에 비해 매우 낮은 내부 열을 가지고 있습니다. 다른 거대 행성과 마찬가지로 천왕성은 고리계를 가지고 있으며 자연 위성과 자기권을 돌고 있습니다. 천왕성의 환계는 매우 어둡고 입사광의 약 2%만이 반사되며 알려진 13개의 내위성이 포함되어 있습니다. 게다가 바깥쪽에는 행성의 5개의 주요 위성이 있습니다. 미란다, 아리엘, 앰브리엘, 티타니아, 오벨론 그리고 천왕성에서 훨씬 먼 궤도는 알려진 9개의 불규칙한 위성입니다. 천왕성 자기권은 매우 비대칭적이며, 많은 하전 입자가 있어 고리와 달이 어두워질 수 있습니다. 천왕성은 육안으로 볼 수 있지만 매우 어둡고 1781년 윌리엄 허셜에 의해 처음 관측될 때까지 행성으로 분류되지 않았습니다. 발견된 지 약 70년 후, 이 행성의 이름은 그리스 원시신 중 하나인 우라노스(우라노스)에서 유래했다는 합의에 도달했습니다. 2023년 현재 천왕성은 1986년 보이저 2호 탐사선이 행성을 통과했을 때 딱 한 번 접근했습니다. 현재 천왕성은 망원경에 의해 해결되고 관측될 수 있지만 2023-2032년 조사에서 제안된 천왕성 궤도와 탐사 미션을 최우선으로 한다는 행성 과학 십년 조사의 결정에서 알 수 있듯이 행성을 재방문하고 싶은 많은 바람이 있습니다. 천왕성의 내부 열은 다른 거대 행성보다 현저히 낮아 보입니다. 천문학적으로 말하면, 열 유속은 낮습니다. 천왕성의 내부 온도가 왜 이렇게 낮은지는 아직 이해되지 않았습니다. 천왕성의 크기와 조성이 거의 쌍둥이인 해왕성은 태양으로부터 받는 에너지의 2.61배에 달하는 에너지를 우주로 방사하지만 천왕성은 여분의 열을 거의 방사하지 않습니다. 천왕성이 스펙트럼의 원적외선(즉 열) 부분에서 방사한 총전력은 대기에 흡수된 태양에너지의 1.060.08배입니다.천왕성의 열유속은 불과 0.042 ~ 0.047 W/m^2로 지구 내부 열유속의 약 0.075W/m^2 보다 낮습니다.천왕성의 대류권역에서 기록되는 최저기온은49K(-224.2℃,-371.5℃)로 천왕성은 태양계에서 가장 추운 행성입니다. 이 불일치 가설 중 하나는 천왕성이 초대질량의 충격을 받았을 때, 원시열의 대부분을 방출하는 원인이 되었을 때, 그것은 고갈된 코어 온도를 남겼음을 시사합니다. 이 충격 가설은 행성의 축 방향 기울기를 설명하기 위한 몇 가지 시도에도 사용되고 있습니다. 또 다른 가설은 천왕성의 상층에 어떤 장벽이 존재하며, 그것이 코어의 열이 표면에 도달하는 것을 방해하고 있다는 것입니다.예를 들어, 대류는 조성적으로 다른 층 세트에서 일어나며, 상향 열 수송을 억제할 수 있습니다. 2021년 연구에서는 얼음 거인의 내부 상태는 올리빈과 페로페리클라제 등 광물을 포함한 물을 압축함으로써 모방되며 천왕성과 해왕성 액체 내부에 대량의 마그네슘이 용해될 수 있음을 보여줍니다. 천왕성이 해왕성보다 이 마그네슘을 더 많이 가지고 있는 경우 열절연층을 형성할 가능성이 있어 행성의 저온을 설명할 수 있습니다.

천왕성의 대기

천왕성의 내부에는 명확하게 정의된 고체 표면은 없지만 원격 감지가 가능한 천왕성 가스 봉입체의 최외부는 대기라고 불립니다. 리모트 센싱 기능은 1 bar (100 kPa) 레벨보다 약 300 km 낮고, 대응하는 압력은 약 100 bar (10 MPa)이며, 온도는 320 K (47℃, 116 F)입니다. 약열권은 공칭 표면에서 두 행성 반경 위로 뻗어 있으며, 이는 1bar의 압력으로 정의되어 있습니다. 우라늄의 대기는 대류권, 고도 -30050km(-186 ~ 31mi), 압력 100~0.1bar(10MPa~10kPa), 고도 50~4000km (312485mi), 압력 0의 3층으로 나뉩니다.1과 10-10 바(10 kPa~10 Pa), 그리고 열권은 지표에서 4,000 km에서 최대 5,000 km까지 뻗어 있습니다. 중산층은 존재하지 않습니다. 천왕성의 대기 구성은 주로 분자 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며 부피와는 다릅니다. 헬륨 몰 분율, 즉 기체 분자당 헬륨 원자수는 상부 대류권에서 약 0.15 이며 질량 분율 약 0.26에 해당합니다. 이 값은 헬륨이 가스 거인처럼 중심에 정착하지 않았음을 나타내는 약 0.275 의 프로토솔라 헬륨 질량 분율에 가까운 값입니다.천왕성의 대기 중에서 세 번째로 풍부한 성분은 메탄(CH4)입니다.메탄은 가시 및 근적외선(IR)에 현저한 흡수대를 가지며 천왕성의 아쿠아마린 또는 시안의 색을 만듭니다.메탄 분자는 메탄 구름층 아래 몰 분율로 대기의 2.3%를 차지하며 압력 수준은 1.3bar(130kPa)이며, 이는 태양에서 발견되는 탄소의 약 20~30배에 해당합니다. 혼합비는 매우 낮은 온도 때문에 상층 대기에서는 훨씬 낮아 포화 수준을 저하시키고 과도한 메탄을 동결시킵니다. 심층 대기 중 암모니아, 물, 황화수소 등 휘발성이 낮은 화합물의 풍부함은 잘 알려져 있지 않습니다. 이것도 태양광 발전 값보다 높을 수 있습니다.메탄과 함께 천왕성의 성층권에는 미량의 다양한 탄화수소가 존재하며 태양 자외선(UV) 방사에 의해 유발되는 광분해에 의해 메탄에서 생성된다고 생각됩니다. 에탄(C2H6),아세틸렌(C2H2),메틸아세틸렌(CH3C2H),디아세틸렌(C2HC2H)이 포함됩니다.분광학은 또한 상부 대기 중 수증기, 일산화탄소, 이산화탄소의 흔적을 발견했으며 이는 먼지와 혜성 유입 등 외부에서만 발생할 수 있습니다. 대류권은 대기의 가장 낮고 밀도가 높은 부분이며 고도에 따라 온도가 저하되는 것이 특징입니다. 온도는, 공칭 대류권의 저부에서 -300km에서 약 320K(47℃ , 116 F)에서 50km에서 53K (-220℃,-364 F)로 내려갑니다. 대류권의 가장 차가운 상부영역(대류권)의 온도는 행성의 위도에 따라 49~57K (-224~-21℃, -371~-357℃) 범위에서 실제로 변화합니다.트로포포즈 영역은 천왕성의 열원적외선 방출의 대부분을 담당하고 있으며 유효 온도 약 59.1 (-214.1~0.3℃,-353.3~0.5 F)를 결정합니다. 대류권은 매우 복잡한 구름 구조를 가지고 있다고 생각됩니다.수운은 50~100bar(510MPa)의 압력 범위, 20~40bar(2~4MPa)의 황화암모늄 구름, 3~10bar 사이의 암모니아 또는 황화수소 구름으로 가정되고 있습니다.3 및 1 MPa)에서 최종적으로는 1~2bar(0.1~0.2 MPa)에서 얇은 메탄 구름을 직접 검출했습니다. 대류권은 대기의 역동적인 부분이며 강풍, 밝은 구름, 계절의 변화를 나타냅니다. 천왕성 대기의 중상층은 성층권이며 일반적으로 온도는 대류권 53K(-220℃, -364 F)에서 열권밑 800~850K(527~577℃,980~1070 F)로 상승합니다.성층권 가열은 메탄이나 다른 탄화수소에 의한 태양 자외선이나 적외선의 흡수에 의해 야기되며 메탄 광분해에 의해 대기의 이 부분에 형성됩니다. 열은 열권에서도 전도됩니다. 탄화수소는 1000~10Pa의 압력 범위와 75~170K (-198~-103℃, -325~-154 F)의 온도에 대응하는 고도 100~300km의 비교적 좁은 층을 차지하고 있습니다. 가장 풍부한 탄화수소는 메탄, 아세틸렌, 에탄으로 수소에 대해 약 10~7의 혼합비를 가지고 있습니다. 이러한 고도에서 일산화탄소의 혼합비는 비슷합니다. 무거운 탄화수소와 이산화탄소는 혼합비가 세 자릿수 낮습니다. 물의 풍부함 비율은 약 7x10-9입니다. 에탄과 아세틸렌은 성층권과 대류권(10m Bar레벨 미만)의 추운 하부에서 응집하여 헤이즈층을 형성하는 경향이 있는데, 이는 천왕성의 담백한 외관에 부분적인 원인이 될 수 있습니다. 연무 위 우라니아 성층권의 탄화수소 농도는 다른 거대 행성의 성층권보다 현저히 낮습니다. 우라니아 대기의 최외층은 열권과 코로나이며 온도는 800~850K 내외로 균일합니다. 이러한 높은 수준을 유지하기 위해 필요한 열원은 이해되지 않습니다.태양 자외선도 오로라 활동도 이러한 온도를 유지하는 데 필요한 에너지를 제공할 수 없습니다. 0.1m Bar 이상의 성층권 탄화수소 부족으로 인한 냉각효율 저하도 원인이 될 수 있습니다. 열권 코로나에는 분자 수소 외에 많은 유리 수소 원자가 포함되어 있습니다. 그들의 작은 질량과 고온은 코로나가 표면에서 5만 km(3만 1000 마일) 또는 2개의 우라니아 반경까지 퍼지는 이유를 설명합니다. 이 연장된 코로나는 천왕성의 독특한 특징입니다. 그 영향에는 천왕성 주위를 도는 작은 입자의 끌림이 포함되어 우라늄 고리 내 먼지의 일반적인 고갈을 일으킵니다. 우라니아의 열권은 성층권 상부와 함께 천왕성의 전리권에 대응하고 있습니다. 관측에 따르면 전리층은 2,000~10,000km(1200~6,200mi)의 고도를 차지하고 있습니다. 우라늄 전리층은 토성이나 해왕성보다 밀도가 높고 성층권의 탄화수소 농도가 낮기 때문에 발생할 수 있습니다.전리층은 주로 태양 자외선에 의해 유지되며, 그 밀도는 태양 활동에 의존하고 있습니다. 목성이나 토성에 비해 오로라의 활동은 미미합니다.

천왕성의 내부구조

천왕성의 질량은 지구의 약 14.5배로 거대 행성 중 가장 질량이 작은 행성입니다. 그 직경은 해왕성 지름보다 약간 크고 지구의 약 4배입니다. 결과적으로 밀도가 1.27g/cm3이 되면 천왕성은 토성에 이어 두 번째로 밀도가 낮은 행성이 됩니다. 이 값은 주로 물, 암모니아, 메탄 등의 다양한 얼음으로 이루어져 있음을 보여줍니다.천왕성 내부 얼음의 총 질량은 정확히 알려져 있지 않습니다. 왜냐하면 선택한 모델에 따라 다른 수치가 나타나기 때문입니다.지구의 질량은 9.3~13.5여야 합니다.수소와 헬륨은 전체의 극히 일부이며, 지구 질량은 0.5~1.5입니다. 비빙괴(0.53.7의 지구 질량)의 나머지는 암석 물질에 의해 설명됩니다.천왕성 구조의 표준 모델은 중앙에 암석(규산염/철-니켈) 코어, 중앙에 얼음 맨틀, 바깥쪽에 수소/헬륨 가스 엔벨로프의 3층으로 구성되어 있습니다. 코어는 비교적 작고 질량은 지구질량 0.55이며 반경은 천왕성의 20% 미만입니다.맨틀은 질량이 약 13.4이고 상부 대기는 비교적 실체가 없으며 질량은 약 0.5로 천왕성 반경의 마지막 20%까지 뻗어 있습니다.천왕성의 중심 밀도는 약 9g/cm3이며 중심부는 800만 바(800GPa), 온도는 약 5000K입니다. 얼음 맨틀은 기존의 의미에서 얼음이 아닌 물, 암모니아 및 기타 휘발성 물질로 이루어진 뜨겁고 밀도가 높은 유체로 구성되어 있습니다. 높은 전기 전도도를 가진 이 유체는 종종 물 암모니아해라고 불립니다. 천왕성 내부의 극단적인 압력과 온도는 메탄 분자를 분해하고 탄소 원자는 다이아몬드 결정에 응축되어 우박처럼 맨틀을 통해 비가 내립니다.이 현상은 과학자들에 의해 목성, 토성, 해왕성에 존재한다고 이론되고 있는 다이아몬드 레인과 비슷합니다.로렌스 리버모어 국립 연구소에서의 매우 고압적인 실험에 의해 맨틀의 바닥은 금속 액체 탄소의 바다로 구성되어 있을 가능성이 시사되고 있으며, 아마도 부유하고 있는 고체인 '다이아몬드 버그'가 있을 것입니다. 천왕성과 해왕성의 부피 구성은 목성과 토성의 부피 구성과는 달리 가스에 얼음이 지배하고 있기 때문에 얼음 거인으로서의 별도 분류가 정당화됩니다. 물 분자가 수소이온과 산소이온 수프로 분해되는 이온수 층이 있고, 더 깊은 곳에서는 산소가 결정화되지만 수소이온이 산소 격자 내에서 자유롭게 움직이는 초이온수가 있습니다. 위에서 고려한 모델은 합리적으로 표준적이지만 고유하지는 않습니다.다른 모델들도 관측치를 만족하고 있습니다. 예를 들어 얼음 맨틀에 상당량의 수소와 암석 물질이 혼합되면 내부 얼음의 총 질량이 낮아지고 그에 따라 암석과 수소의 총 질량이 높아집니다. 현재 입수 가능한 데이터로는 어떤 모델이 올바른지 과학적으로 판단할 수 없습니다.천왕성의 유체 내부 구조는 고체 표면을 갖지 않는 것을 의미합니다. 기체 대기는 서서히 내부 액체층으로 이행합니다. 편의상 대기압이 1bar(100kPa)와 동일한 지점에 설정된 회전 타원구체는 조건부로 '표면'으로 지정됩니다. 적도 반경 약 25,559km (약 15,881.6mi)와 약 24,973km(약 15,518mi)의 극반경을 가지고 있습니다. 이 표면은 이 기사 전체에서 고도의 제로점으로 사용되고 있습니다. 천왕성의 내부 열은 다른 거대 행성보다 현저히 낮아 보입니다; 천문학적으로 말하면, 열 유속은 낮습니다. 천왕성의 내부 온도가 왜 이렇게 낮은지는 아직 이해되지 않았습니다. 천왕성의 크기와 조성이 거의 쌍둥이인 해왕성은 태양으로부터 받는 에너지의 2.61배에 달하는 에너지를 우주로 방사하지만 천왕성은 여분의 열을 거의 방사하지 않습니다. 천왕성이 스펙트럼의 원적외선(즉 열) 부분에서 방사한 총전력은 대기에 흡수된 태양에너지의 1.060.08배입니다.천왕성의 열유속은 불과 약 0.042 W/m2로 지구 내부 열유속의 약 0.075 W/m2보다 낮습니다.천왕성의 대류권역에서 기록되는 최저기온은 49K(-224.2℃,-371.5℃)로 천왕성은 태양계에서 가장 추운 행성입니다.이 불일치 가설 중 하나는 천왕성이 초대질량의 충격을 받았을 때, 원시열의 대부분을 방출하는 원인이 되었을 때, 그것은 고갈된 코어 온도를 남겼음을 시사합니다. 이 충격 가설은 행성의 축 방향 기울기를 설명하기 위한 몇 가지 시도에도 사용되고 있습니다. 또 다른 가설은 천왕성의 상층에 어떤 장벽이 존재하며, 그것이 코어의 열이 표면에 도달하는 것을 방해하고 있다는 것입니다.예를 들어, 대류는 조성적으로 다른 층 세트에서 일어나며, 상향 열 수송을 억제할 수 있습니다. 아마도 이중 확산 대류는 제한 요인일 것입니다.2021년 연구에서는 얼음 거인의 내부 상태는 올리빈과 페로페리클라제 등 광물을 포함한 물을 압축함으로써 모방되며 천왕성과 해왕성 액체 내부에 대량의 마그네슘이 용해될 수 있음을 보여줍니다. 천왕성이 해왕성보다 이 마그네슘을 더 많이 가지고 있는 경우 열절연층을 형성할 가능성이 있어 행성의 저온을 설명할 수 있습니다.