소행성 베스타의 발견

소행성 베스타는 화산 활동과 거대한 충돌로부터 난타당한, 태양계의 초기 단계에서부터 상당히 흥미로운 행성입니다. 베스타의 암석들 내부에 우리 태양계를 창조했던 대격변적 사건의 결정적인 단서가 들어 있을지도 모릅니다.

 

소행성대에서 두 번째로 큰 천체인 베스타는 세레스와 매우 다릅니다. 세레스의 표면이 태양계가 처음 시작된 이후로 거의 변하지 않은 데 비해, 베스타의 표면은 화성암으로 뒤덮여 있는데, 이 화성암들은 베스타보다 훨씬 더 큰 암석질 내행성들의 화산 분출로 만들어진 화성암들과 유사합니다. 이 암석들은 세레스의 탄소가 풍부한 광물들보다 반사율이 더 높아서 베스타를 모든 소행성 중에서 가장 밝게 보이도록 만들어 줍니다.

 

초기 관측

베스타는 1807년 독일의 천문학자 하인리히 올베르스에 의해 확인된, 네 번째로 발견된 소행성입니다. 올베르스는 이미 두 번째 소행성인 팔라스를 발견하고 이름까지 지었기 때문에, 자신이 발견한 이 새로운 소행성의 이름을 짓는 영광을 유명한 수학자 카를 가우스에게 줬습니다. 가우스는 로마의 부엌과 가정의 여신인 베스타를 그 이름으로 선택했습니다.

 

새 소행성은 밝기 때문에 그것의 물리적 성질을 발견하기를 희망하는 천문학자들에게는 좋은 목표물이었습니다. 하버드 대학교 천문대의 에드워드 C.피커링은 1879년 베스타의 크기를 513km로 측정했는데, 이는 초기의 측정 중에서 가장 정확한 것이었습니다. 피커링은 또한 그 밝기에 대해서 정확한 광도 측정을 해내기 위해 노력했습니다.

 

1950년대까지 연구자들은 그 밝기의 미세한 변화를 통하여 베스타의 회전 주기를 측정할 수 있었고, 1966년에는 독일계 미국 천문학자 한스 헤르츠가 베스타가 주위의 더 작은 소행성에 미치는 영향을 측정함으로써 베스타의 질량을 계산할 수 있었습니다.

 

베스타는 화성만큼이나 밀도가 높은 것으로 밝혀졌는데, 이는 소행성으로서는 놀랍도록 높은 밀도입니다. 1970년에는 메사추세츠 공과 대학의 탐 맥코드에 의한 분광 관측을 통해서 그 특이한 표면이 밝혀졌고, 이내 베스타는 V형 소행성의 원형으로 인식됐습니다.

 

베스타의 근접 촬영

 베스타에 대한 가장 초기의 모형은 이 소행성이 구형이 될 수 있을 만큼 클 것이라고 가정했습니다. 하지만 기술이 발전하면서 1989년에 그 모양이 확인됐고 그 결과 베스타의 적도 지름은 550km인 반면 남극과 북극 사이의 거리는 462km임이 밝혀졌습니다.

 

천문학자들이 1996년에 처음으로 허블 우주망원경의 카메라를 베스타로 향했을 때, 그들은 베스타가 비대칭인 모습을 발견했습니다. 베스타의 남극에 거대한 충돌 분화구에 의한 흉터가 있었습니다. 오늘날 레아실비아로 알려진 이 충돌 분화구는 표면에 지름 460km, 깊이 13km의 거대한 구멍을 만들어 냈었고, 그 중심부에는 뚜렷한 봉우리가 크레이터 바닥 위로 23km의 높이로 솟아 있었습니다.

 

베스타의 이러한 특이한 지형 덕분에 미 항공우주국의 던 탐사선의 주된 목표물이 됐는데, 이 자동화된 우주탐사선은 2011년 7월 베스타에 도착했습니다. 던 탐사선은 1년 동안 궤도를 비행하면서 베스타의 지도를 작성한 후 2015년에는 세레스에 도달했습니다. 

 

초기의 관측을 통해서 레아실비아가 전체 소행성에 가져온 충격적인 효과가 확인됐고, 베스타의 적도 주위에 홈들이 존재하는 것도 확인됐는데, 이것들은 아마도 충돌로 인한 충격파에 의해 만들어졌을 것입니다. 베스타의 외부 지각을 관통하는 크레이터의 존재도 확인됐는데, 이 크레이터는 서로 다른 암석들로 구성된 지각의 여러 층을 뚫고 내려가 감람석이 풍부한 맨틀의 상부에까지 다다릅니다.

 

이 충돌로 인하여 분출된 물질들이 다른 V형 소행성들 그리고 이와 관련된 지구에서 발견된 HED 운석을 만들었을 것으로 여겨집니다. 이 운석 덕분에 베스타는 실험실 환경에서 그 성분ㄷ을 연구할 수 있는 몇 안되는 소행성 중 하나가 됐습니다.

 

태양계 고고학

베스타 표면의 화산과 특이하게 밀도가 높은 내부로부터 베스타가 우리 태양계의 역사 초기에 형성된 유사한 미행성체 군으로부터 살아남은 매우 드문 존재라는 것을 알 수 있습니다. 베스타의 화성암이 녹은 방식으로 녹기 위해서는 이 화성암질의 소행성이 태양계 성운 속에서 알루미늄 26과 같은 방사성동위원소가 풍부한 지역에서 형성됐어야만 합니다.

 

1999년 인도 물리학 연구소의 고팔란 스리니바산과 그 동료들은 피플리아 칼란의 HED 운석에 관한 연구를 통해 방사성 원자가 붕괴하면서 발생한 열의 효과를 완전히 얻어내기 위해서 베스타와 그 이웃 소행성들은 이 물질들이 태양 성운 안으로 분출되고 나서 곧바로 함께 모여든 것이 틀림없다는 것을 보여줬습니다.

 

동위원소의 붕괴로부터 발생하는 열이 그 암석에 전달되면서 베스타 유형의 소행성들 내부는 녹아서 서로 다른 밀도를 가진 층으로 분리돼 철과 니켈을 많이 함유한 핵과 그 위에 감람석이 풍분한 맨틀을 형성했습니다. 이러한 소행성들이 다시 식어서 고체의 지각이 형성됨에 따라 여전히 뜨거운 맨틀이 강한 힘으로 화산활동을 만들어 내었습니다. 이러한 구조가 형성된 뒤에 오랜 시간에 걸쳐 금속질의 핵을 가진 소행성들은 대부분 조각조각 흩어져 버렸고, 오직 베스타만 살아남았습니다.

 

2011년 워싱턴 카네기 연구소의 천문학자 앨런 P.보스와 캘리포니아 주립대학 산타크루즈의 마티아스 그리치네더는 독립적으로 이러한 활동을 추동한 방사성 물질의 원천을 탐구했습니다. 서로 다른 모델링 기법을 사용한 그들은 둘 다 그 방사성 물질들이 태양 성운으로부터 15광년 정도 떨어진 곳에서 폭발한 초신성으로부터 생겨나서 2만 년 정도 뒤에 충격파의 확장 때문에 태양 성운 안으로 유입됐다는 결론에 도달했습니다. 소행성들과 행성들은 이 이후에 곧바로 형성되기 시작했음이 틀림없으므로 그리치네더와 보스는 둘 다 우리 태양계 자체를 창조했던 사건의 흔적을 발견한 것일지도 모릅니다.