12강: 태양계부스러기

12강:

태양계부스러기

태양계부스러기:소행성,혜성,유성,운석

태양계 부스러기

운석 발견

분류 나이와 성분

소행성 태양계 화석

통계 구분과 종류 명명 탐사선

유성

혜성

관측

유성우

형성

성분과구조 꼬리와궤도운동 분류/기원

혜성충돌과 생명기원 탐사선

• 약 46년 전, 원시 태양의 주위에서 생긴 가스와 먼지의 원반 안에서 미행성이 탄생

• 미행성의 충돌을 반복하면서 원시 행성으로 성장

• 행성의 경우는 성장과정에서 고온에 녹았기 때문에 내부가 층 모양으로 나누어짐

• 소행성의 경우는 성장이 도중에 멈추거나 일정한 성장 후에 파괴되었기 때문에 태양계 초기의 물질 상태를 그대로 보전하고 있어 ‘태양계의 화석’이라고 함

•행성보다 작고 대기가 없는 암석형태의 태양 을 공전하는 천체

•1801년 세레스(Ceres) 발견 이후

•관측된 소행성의 개수 : 88,642,855개(혜 성:583,527개)

•궤도를 지닌 소행성 : 326,266개 (미공 인:269,954개)

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Inner/Mid Solar System

Minor Planets Count

Atiras 17

Atens 696

Apollos 4176

Amors 3420

Mid/Outer Solar System

Minor Planets Count

Hildas 3755

Jupiter Trojans 5416

Centaurs/Scattered Disk 424

Plutinos 242

Census of minor planets

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허블우주망원경에 포착된 소행성의 흔적

•처음에는 그리스 로마신화의 여신 이름, 일 반 여성의 이름을 사용

•발견 시기와 순서에 따라 임시 이름 부여

•궤도가 확정된 소행성 : 고유번호 부여, 발견 자가 원할 경우 새로운 이름을 부여

•발견되는 소행성 수가 급격히 늘어나 임시

이름을 유지

발견된 연도 발견된 달(month)

A :1월전기 / D :2월후기 / V: 11월 전기 단, I는 사용하지 않고 H에서 J로 건너뜀

발견된 달의 보름의 기간안에 그 소행성이 발견된 순서

A : 첫번째 /Z : 25번째 /A₁ : 26번째 B₁₂ : 302번째

2003VB ₁₂

한국인이 발견 일본인이 발 견

비고

23880 통일 4963 관륵 일본에 불교 전파 34666 보현산 4976 조경철

63145 최무선 6210 현섭 전 외교관 63156 이천 7365 세종

72021 이순지 8895 나 나일성 72059 허준 9871 전 전상운

94400 홍대용 12252 광주 광주광역시

• 탄소가 많은 C-형 소행성 - 전체 소행성의 약 75%

- 반사도 : 3~4 % (석탄덩어리 수준)

규소, 유기 탄소화합물이 혼합된 원시 소행성으로 판명 - 주로 태양에서 약 3AU이상 떨어진 궤도를 돌지만,

거의 소행성대 전역(2~4AU)에 걸쳐서 관측

- 스펙트럼은 다른 타입의 소행성보다도 푸른색을 많이 띰

- 대표 친구들 : 세레스, 마틸드, 팔라스

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• 지름 : 952㎞ / 소행성대 전체 질량의 32%

• 현재는 왜소 행성으로 분류

• 구 형태의 모양

• 표면 : 얼음이 섞인 혼합물과 수화물로 구성

• 내부 : 암석질의 핵, 얼음 맨틀

• 니어 슈메이커 우주선이 에로스로 가는 길에 방문 (1997.6.27.)

• 여러 개의 큰 화구 : 운석 충돌의 증거

• 지름 50㎞가 넘는 비교적 큰 소행성 이며 밀도 : 1.3g/ ㎤

• 석탄보다도 검고 색이나 밝기 차이가 없다 → 내부가 매우 균질

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• 석질 성분이 많은 S-형 소행성 - 전체 소행성의 약 17%

- 주성분 : 규산철과 규산 마그네슘 등 석질(stony) - 화학 조성 : 니켈과 철 등의 금속물이 혼합

- 반사도 : 0.10 ~ 0.22로 비교적 밝은 외관

- 위치 : 주로 소행성대 중앙보다 안쪽 궤도 (2~ 3.5 AU)

- 대표 소행성 :

•암석으로 된 소행성, 표면은 가는 모래로 덮여 있음

•고온이 되어 녹은 큰 천체에서 분리된 조각으로 추측됨

•크기 : 59.8x25.4x18.6㎞

•위성 닥틸 : 소행성의 위성으로는 처음 발견 - 변형된 공 모양, 크기 1.6x1.4x1.2㎞

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•금속 성분이 많은 M-형 소행성

- 철이나 니켈에서 나타나는 스펙트럼이 보임 - 항공기, 선박처럼 레이다를 통한 관측이 가능 - 약간 붉은색을 띄고 소량의 암석 성분도 포함 - 반사도 : 0.10 ~ 0.18

- 위치 : 내부 소행성대(2~3.5AU)

- 대표 소행성 : 프시케(Psyche)

• 소행성대에서 세레스, 팔라스에 이어 세 번째로 큰 천체(지름: 516㎞)

• 소행성대 전체 질량의 9% (세레스 다음으로 무거운 천체)

• 10억년전 충돌로 질량의 1% 손실, 남반구에 큰 분화구 생김

• -지구로 떨어진 충돌 잔해 : HED 운석

(Kelley, M. S., et al. (2003). Quantified mineralogical evidence for a common origin of 1929 Kollaa with 4 Vesta and the HED meteorites.)

• 대표적인 V형 소행성 : S형에 비해 휘석에 의한 강한 흡수선

• 형성될 때 고온에서 암석이 녹아 중심부에 철 등의 무거운 금속으로 이루어진 핵이 형성된 것으로 보임

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•내부에 분화작용이 일어나는 크기가 큰 소행 성은 중심부에 금속핵을 지닐 수 있다

•충돌에 의해 큰 소행성이 쪼개지면 핵 부분 의 조각은 금속으로 이루어진 소행성이 된다

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•태양계 생성 초기 원시가스 구름의 응축과정으로 설명

•태양에 가까운 소행성대의 안쪽 부분은 상대적으로 온도가 높아 규소와 같은 화합물이 모이고, 물과 같 은 휘발성이 높은 물질은 제거된다.

•태양에서 멀어질수록 상대적으로 온도가 낮아 휘발

성 물질이 더 많이 포함되게 된다. 실제로 C-형 소

행성들은 소행성대 중간에 위치하며 대부분 물을

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• 갈릴레오 우주선 : 1991년 가스프라 / 1993년 아이다 통과

• 니어 슈메이커 : 1996.2. 17. 발사

- 마틸다 1200km까지 접근 / 2001.2.12 에로스 착륙

• 하야부사 : 2003.5.9 발사 / 2005년 이토가와에 착륙 - 세계 최초 : 달 이외의 천체의 물질을 가져옴

- 가정 멀리 여행하고 돌아온 탐사선

- 2010.6.13 귀환 , 호주에 캡슐을 남기고 사라짐

- 2011년 베스타 도착 / 2015년 세레스 도착 예정

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•혜성의 생성과정은 소행성과 비슷하다. 행성

으로 성장하지 못한 입자들이 혜성이 되는데,

새롭게 탄생한 행성의 중력에 의해 태양계 가

장자리로 퉁겨지게 된다.

• 혜성의 생성 : 원시 태양계의 주위를 떠다니는 먼지, 얼음, 파편 등의 입자가 모여 생성

• 지저분한 눈덩이 : 50% 이상의 얼음(물, 일산화탄소, 이산화탄소, 메탄, 암모니아 등)과 먼지로 구성

• 탐사선의 분석 결과 탄소, 수소, 무기물 등도 포함하고 있음을 발견

• 알베도 : 2~4% (태양계의 천체 중 가장 검다)

• 혜성의 구조 : 얼음이 느슨하게 모여 있고 가스로 채워진 많은 빈 공간으로 구성되어 있기 때문에 보통 얼음의 ¼수준의 밀도로 부서지기 쉬운 구조

• 혜성의 내부 : 밀도가 큰 핵 / 혜성의 외부 : 먼지가 섞인 얼음층

• 태양에 가까워지면 혜성의 표면에서 가스가 분출하고 가스는 핵의 주위에 ‘코마’라는 엷은 대기를 형성

• 가스의 일부와 먼지는 태양풍에 의해 꼬리를 형성

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< 혜성의 핵 / 혜성의 구조 >

• 혜성의 꼬리 : 먼지꼬리와 이온꼬리(이온 및 전자)

• 먼지꼬리 : 태양열을 받아 타버린 규산염 먼지. 꼬리는 혜성 진행 방향의 반대 방향으로 생성

• 이온꼬리 : 분자와 전자의 이온화로 생성. 가스꼬리라고도 부르며,

• 약 50㎞/s의 큰 속도로 태양 반대쪽으로 이온분자들이 밀려 나가면서 꼬리를 형성. 이온꼬 리는 태양풍에 영향을 받아 태양에 근접할수록 점점 더 길어지며, 먼지꼬리와 같이 혜성 진행 방향의 반대방향 즉, 태양의 반대 방향으로 생긴다.

• 혜성의 궤도는 대부분 행성과 같은 타원 궤도이나, 타원이 무한히 길어서 포물선이나 쌍곡 선의 형태를 가지기도 한다.

• 또한 짧은 타원 궤도를 가지고 도는 혜성이 있는데 이것은 토성이나 목성의 중력에 이끌 려 궤도가 작아지기 때문이다.

• 혜성의 분류 : 이심률과 궤도 주기

1) 단 주기 혜성

- 이심률 : 0.1 ~0.9

- 공전 주기가 200년 미만인 혜성

- 보통 다른 행성들처럼 황도면과 비슷한 방향의 궤도. 전형적으로 원일점이 목성 바깥쪽에 위치한다.

- 대표적인 사례 : 핼리혜성

2) 장 주기 혜성

- 이심률: 거의 1에 근접

- 공전주기가 200년 ~ 수천 년(또는 수백만 년)

- 이들의 궤도는 그 원일점이 외행성 바깥쪽 먼 곳에 있으며, 궤도는 황도면에 가까우나 어떤 기울기의 궤 도도 가질 수 있다.

- 대표적인 사례 : 헤일-밥 혜성 태양계를 수직으로 가로질렀다.

3) 비 주기 혜성 : 장 주기 혜성과 유사, 쌍곡선 또는 포물선의 궤도를 그리며, 태양 곁을 지나간 후에는 태

양계를 떠나 돌아오지 않는 혜성 ²⁸

• 수성과 금성의 궤도 중간 지점인 태양에서 8,700만㎞까지 접근

• 태양에 근접하면 태양열로 인해 약 1억t의 물질이 손실

• 75~76 년 을 주 기 로 17 만 5,000 년 동 안 2,300 번 태 양 을 지나갔으며 원래 32㎞에 이르던 반지름이 절반으로 줄어들어 앞으로 17 만 7,000년 동안 2,500 차례나 더 태양을 방문할 것으로 예상

• 사상 처음으로 궤도가 정확히 계산된 혜성

• 1867년 프랑스인 템펠에 의해 발견

• 화성과 목성 사이를 지나며 약 5.5년의 주기

• 1881년에는 목성 근처에 가까이 접근하여 한동안 관측이 어려웠으나, 1967년 다시 관측.

• 2005년 태양과 가장 가까운 지점을 지날 때 미항공우주국(NASA)은 딥임팩트 탐사선에서 분리된 충돌체를 이 혜성에 충돌시켜 크레이터 의 생성원리, 혜성 내부와 외부의 구성 물질 등을 알아내기 위한 우주실험을 했다.

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< 템펠 1 혜성 >

< 혜성을 덮은 먼지 / 이산화탄소의 분출 / 얼음의 분포 / 수증기의 분출 (왼쪽부터) – 딥 임팩트 프로젝트의 근적외선 분석에 희한 하틀리 제 2혜성 영상 >

• 1995년 발견할 당시 밝기가 10.5등급이었지만, 태양에서 가장 가까운 거리를 통과한 1997년에는 1등급 이상으로 밝아짐.

• 핼리혜성보다 100배 이상 밝았으며, 핵의 지름 크기는 40㎞

• 허블우주망원경 관측 시, 매초 약 9t에 달하는 물을 방출하고 있었는데 태양을 지나갈 무렵에는 초당 1,000t의 먼지와 130t의 물을 방출

• 헤일-밥 혜성의 궤도를 분석한 결과, 태양계 바깥의 오르트 구름에서 왔다는 것을 알게 됨

• 카이퍼 벨트 (Kuiper belt) – ‘단 주기 혜성의 고향’

• 30AU ~ 100AU 에 있는 원반 모양

• 적어도 1000만 개의 동면중인 얼음 혜성 핵들로 구성된 도넛 모양의 저장소

• 공전 주기가 200년 이하인 단주기 혜성의 기원으로 생각되며, 일부 천문학자들은 오르트 구름의 내부구조의 일부로 생각.

• 카이퍼 벨트는 쉽게 태양과의 거리로 구분하지만 정확히는 궤도요소의 궤도 장반경과 근일점 거리로 정의됨.

• ① 고전적 카이퍼 벨트 : 궤도 장반경이 해왕성(약 30AU)보다 크고, 공전주기가 해왕성의 약 2배(약 48~50AU) 이하인 천체들의 영역을 말한다. 이곳의 천체들은 해왕성의 중력의 영향을 강하게 받으며, 이 부분만을 카이퍼 벨트라고 부르는 경우도 있다

• 공명 카이퍼 벨트 : 고전적 카이퍼 벨트 중 특히 공전주기가 해왕성과 정비례 하여 공명관 계를 가짐

• ② 산란원반(Scattered Disk) : 궤도 장반경이 약 48~400AU 정도인 영역으로, 근일점 거리는 약 40AU 이하이며, 근일점에서는 해왕성의 중력의 영향을 받는다

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• 오르트 구름 – ‘장 주기 혜성의 고향’

• 수조 개의 불활성 혜성의 핵들이 모여 있는 태양 주위의 광대한 저장소이며 태양계를 껍질처럼 둘러싸고 있다고 생각되는 가상적인 천체집단

• 1950년 네덜란드 천문학자 얀 오르트 (Jan Hendrik Oort)가 고안

• 태양으로부터 1만~ 10만 AU 거리에 위치

• 오르트 구름의 기원은 태양계의 형성과 진화의 과정에서 현재의 목성궤도부근부터 해왕성궤도부근까지 존재하고 있던 작은 천체들이 거대행성의 중력과 태양계를 지나가던 주변 항성이나 가스구름에 의해 궤도요소가 바뀌어 지금의 형태로 바뀌었다는 설이 유력

• 비주기 혜성도 여기에 속해 있다고 추정

• 카이퍼 벨트의 혜성들은 해왕성 바로 바깥에서 형성되어 공전한다.

• 더 먼 거리에 있는 오르트 성운의 혜 성들은 한 때 목성형 행성들 사이에 서 공전하던 혜성들이다.

• 오르트 성운의 혜성들이 현재는 훨씬 더 태양으로부터 떨어져 있긴 하지만, 카이퍼 벨트의 혜성들이 오르트 성운 의 혜성보다 태양에서 더 먼 곳에서 생겨났다

• 카이퍼 벨트는 태양계의 외곽에서 잔 재 미소 행성체로 만들어져 여전히 그 곳에 남아 있지만, 오르트 성운의 혜성들은 목성형 행성들의 사이에 있 던 잔재 미소 행성체가 튕겨나가 형 성된 것이다.

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명왕성(Pluto)

- 해왕성보다 더 가까울 때가 있다

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Eris

- 반경은 명왕성과 비슷, 질량의 명왕성보다 27%더 크다 - 다솜니아라는 위성보유

- 행성 정의:

(1) 한 항성주위를 돌고 있다,

(2) 자신의 중력이 충분히 커서 구형을 이룬다,

(3) 자신의 궤도 경로가 대부분의 다른 천체들과 확실하게 구분된다.

- 명왕성의 경우 (1)과 (2)의 조건만 만족 - 왜행성으로 정의됨 (2006 IAU총회)

•은하계 안의 모든 별들은 서로 다른 궤도로 공전

•태양계 역시 2억5천만년을 주기로 은하를 공전

•은하계 안의 모든 별들도 서로 다른 궤도로 일주하 는 가운데 태양계가 어떤 별이 가까워지는 경우가 생기는데 이때 혜성과 충돌하게 된다. 그럼, 혜성과 의 충돌은 우리에게 어떠한 영향을 미치게 될까?

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•1994년 7월 16일, 목성의 중력에 의해 총 21개 조 각으로 나뉘어진 슈메이커-레비 혜성이 60㎞/s의 속도로 목성과 충돌

•폭발 위력 : 수소 폭탄 100,000개가 동시에 폭발

•충돌크기 : 직경 1 ~ 2㎞ 정도

• 만약 이들 가운데 하나가 지구에 떨어져졌다면?

생명체의 70%이상이 소멸되었을 것!

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< 목성과 슈메이커-레비 혜성과의 충돌로 생긴 흔적 >

• 달 표면의 크레이터에서 아폴로 11호가 채취한 모래를 분석

• 달과 작은 천체들이 충돌했을 때 발생한 먼지들로 뭉쳐진 유 리구슬을 발견

• 유리구슬이 생겨난 연대를 분석: 달에서의 혜성 충돌은 시

간의 흐름에 따라 점점 줄어들다가 지난 4억년간 급격하게

충돌이 늘어난 것을 발견

• 4억년간의 잦은 혜성충돌에도 불구하고 현재의 지구는 수 많은 종의 생명들로 넘쳐나고 있는데, 달의 혜성충돌 그래 프 위에 현재 지구의 생물이 어떻게 종을 늘려왔는지를 보여 주는 그래프를 겹쳐놓았더니 두 개의 그래프가 놀라울 정도 로 일치

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• 원시 태양계 시절 혜성에 저장되어 있던 복합유기체 분자들이 지구와 충 돌하는 과정에서 지구에 전달, 지구 생명의 탄생에 기여

• 혜성의 분자들이 지구와 충돌할 때 살아남았다는 것은 믿기 어려우나 탄소, 질소, 산소 등 신체의 모든 요소는 별 안에서 형성되었고 나중에 별에서 나와 성간, 성운에 모여 있다가 혜성에 들어가게 된 것이라고 추 측

• 그 물질들이 다시 혜성에서 행성으로 전달되어 생명이 되었으니, 우리 는 혜성의 일부이자 우주의 일부

• 국제혜성탐사선(international Cometary Explorer)

• - 자코비니 지너 혜성, 혤리혜성 관측

• 딥스페이스1호 (2001년)

• - 보렐리혜성의 핵 촬영 (2200km접근)

• 스타더스트호(2004년1월2일)

• - Wild2 혜성 촬영(250km까지 접근) 후 혜성의 먼지를 지구로 가져옴

• 수이세이(Suisei), 사키가케(Sakigake)

• 지오토(Giotto)

• 로제타 호 2004년 7월 발사 / 2014년 67P혜성에 필레 탐사로봇 착륙

• 뉴호라이즌 2006.1발사 / 2015년 명왕성과 카론/2020년 다른 카이퍼 벨트 천체에 접근

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• 1985.7.2. 발사 (ESA)

• 1986.3.14. 핼리혜성에 접근

• 1992.7.10. 그리그-스켈리럽 혜성 접근

• 1992.7.23. 임무종료

• - 에폭시 / NASA, 2005년 발사

- 딥 임팩트 프로젝트로 하틀리 2혜성을 초근 접하여 관측

• 세계 최초의 혜성 착륙 우주선 (ESA)

• 2004.2.27. 발사

• 태양력 추진 우주선

• 지구 궤도 2바퀴 선회 후 화성 주변을 1회 선회 후 추진력 얻 음

• 시속 135,000km로 70억km를 날아가 2014년 목성 부근 추 류모프-게라시멘코(Churyumov-Gerasimenko)혜성에 착 륙

• 혜성 표면에 파일리(Philae) 착륙선

• 혜성 표면의 암석과 화학물질 등 태양계 진화과정을 밝혀줄 자료 수집

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플리커 로제타 페이지:

혜성 67P/CG 모습

2014년 11월

혜성 주기(년) 발견 연도 특징

핼리 혜성 76 1531 처음으로 주기 계산

휴메이슨 혜성 2,940 1961 우리생애 다시는 볼수 없어요.ㅜ.

ㅜ

베넷 혜성 1,679 1969 얘두요…ㅜ.ㅜ

웨스트 혜성 560,000 1975 근일점 통과 후 4조각으로 분리 하쿠다케 혜성 18,000 1996 지구 근접 1500만km 통과

헤일-밥 혜성 2,500 1995 약18개월간 육안 관측이 가능 자코비니-지너 혜성 7 1900 사분의자리, 용자리 감마 유성의 모혜

성

엥케 혜성 3.5 1786 최초로 발견된 단주기 혜성

홈 즈혜성 7 1892 2007.10월 수시간만에 17등급서

45억년전에 태양계가 생성되던 과정에서 생겨난 찌거기를 시료로 채취하여 조사한다

유성체 또는 운석

우주의 티끌물질

유성의 관측

행성간 공간에서 지구 대기로 입사되는 고체에 의해 생기는 현상

수 km/s의 빠른속도로

지구대기와 마찰을 일으켜서

지상 80-130km고도에서 증발 별똥별

시간당 5-6개의 유성을 볼 수 있다

밝게 보이는 유성의 크기는 1g도 안된다

화구(fireball) 골프공 크기의 유성이 지구에 입사할때

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유성우

티끌입자들은 지구에 끌려들어오기 이전에 공간상에서 모두 동일한 방향으로 운동

지상에 떨어지는 유성은 특정한 혜성과 연관이 있다

혜성이 남기고 간 찌거기들주위를 지구가 지나갈때 유성우가 생김

발사점이라 부르는 한점에서 퍼져나오는 것처럼 관측

발사점이 위치한 별자리의 이름을 따서 유성우의 이름이 결정

유성우를 만드는 티끌들이 궤도 전역에 균일하게 분포되어 있지 않기때문에 지구가 통과하는 지역에 따라 유성을 볼수있는 빈도가 매년 달라짐

유성체의 유성체가 남아서 지표에 떨어지거나 실험실에서 분석되지는 않았다

약 10억톤

유성우 궤적의 분석 비중이 1g/cm^3도 안되는 가볍고 엉성한 구조

지구 대기에서 매우 쉽게 깨져버린다

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운석의 외계기원

19세기 되어서야 외계기원설이 대두됨

외계로부터 지구 대기에 유입되어 연소되고 남은 행성간 물질의 조각

18세기에 특이한 조성이나 구조를 지닌 이상한 돌들이 지구에서 생긴 것이 아니라는 제안을 하기 시작

무리지어 떨어질 때가 있다

대부분 한 개의 덩어리가 격렬한 마찰을 일으키며 지구에 돌입하는 과정에서 쪼개져서

다양한 크기의 많은 운석으로 갈라졌다

유성우 현상과는 관련이 없다

유성의 회수와 운석의 발견

두가지 방법으로 운석이 발견된다

회수운석

발견운석 우연히 발견된 돌을 분석해서 하늘에서 떨어진 것임을 확인한 운석

지구 대기를 통과하여 매우 낮은 고도까지 들어온 밝은 유성의 위치에서 회수된 운석

남극 대륙을 제외한 지역에서

진짜운석으로 판명되는 것은 한해에 25개정도 1980년대 이후 남극대륙이

운석의 발견지로 새롭게 대두되었다

운석의 분류

철질운석

대부분이 순수한 니켈과 철로 구성

석질운석 규산염 암석

석-철질운석 암석과 금속성분의 혼합

매우 높은 금속함량은 외계에서 온 것을 알 수있다 지구에서는 순수한 철이 발견되지 않음

매우 흔하지만 구별해내기 어렵다 쉽게 풍화작용을 받아버리기에…

알렌데 탄질운석

운석은 실험실에서 직접 분석할 수 있는

가장 원시적이고 오래된 물질을 함유하고 있다 방사능동위원소 측정으로 나이추정 가능

운석의 나이와 구성성분

대부분의 운석이 44.8 – 45.6억년의 나이

나이가 많은 운석의 평균연령은 45억 4천만년 (오차는 1억년) 태양계의 나이로 간주되고 있다

(최초로 고체 입자가 생성되어 더 큰 물체로 뭉치기 시작된 시기)

분화된 운석

운석의 모천체가 쪼개지기 이전에 녹아서 무거운 원소가 중심으로 가라앉는 분화과정을 거친 모천체의 조각

모 천체의 중심부에서 갈라져 나온 철질 운석과

모천체의철질 핵과 맨들을의 경계에서 나온 석-철질운석이 있다

원시운석

생성후 고압이나 고열하에서 변화를 겪은 적이 없는 운석 지구에 돌입할대 마찰에 의해 타게괴는데 그 시간이 아주 짧아서

운석의 내부가 가열되기전에 지면에 도달하였다

밀도에 따라 순차적으로 배열되어 재 조합하는 과정을 거친 운석

원시운석의 모 천체는 ?

운석의 스펙트럼 분석결과 소행성과 유사한 물질로 구성

탄질운석

탄소성분을 함유한 매우 복잡한 유기화합물을 포함한 어두운 운석 물을 함유하기도 하고 적은 양의 철을 보유하기도 한다

대부분이 약간의 금속입자를 포함하고 있는 밝은 회색의 규산염

1969년 멕시코에 떨어진 알렌데 운석과 호주의 머처슨 운석

머처슨 운석 다양한 유기물을 함유

16종의 아미노산중 지구에서 발견되지 않는 것이 11가지

지구에서는 왼손대칭 분자만으로만 단백질을 형성

알렌데와 머처슨의 원시운석

오른손 대칭및 왼손대칭 분자가 동일한 비율로 존재

운석에 포함된 유기물의 기원이 지구 바깥에 있다 태양계가 생성될 당시 매우 흥미로운 화학반응이 진행되었음을 시사

지구 생명체를 구성하는 구성분자의 일부는 운석이나 혜성에 의해 운반되었을 것!

초기 뜨거웠던 지구의 표면이 서서히 식은 후에

소행성과 혜성의 파편들이 지구에 쏟아지면서 유기물을 공급했을 것!

알렌데 운석 화학적 변화의 기록을 보존하고 있는 입자들이 많다 알렌데 운석의 10%가 넘는 물질은 그 나이가 태양계 나이보다 많다

태양계 생성 이전 세대의 별에서 방출되어

태양계 생성시까지 살아남은 일부 성간티끌입자 일 것

소행성과 혜성에 대하여 . . .

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