소행성의 진화

화성과 목성의 궤도 사이에 끼어 있는 소행성대는 오랫동안 태양계 초기로부터 남아 있는 잔해들로 가득 차 있는 유물로 여겨졌습니다. 하지만 최근의 발견들을 통해서 다른 관점들이 생겨나는데, 그 관점에 의하면 이 소행성대에 속한 소행성들은 끊임없이 변화하고 진화하고 있습니다.

 

1800년대 초반 세레스와 베스타 같은 밝은 소행성들이 몇몇 발견된 이후에 19세기에 이뤄진 기술적 발전은 수백 개에서 수천 개의 소행성을 발견할 수 있게 했습니다. 오늘날 주 소행성대 안에는 지름 1km 이상의 천체가 170만 개 정도 있는 것으로 여겨지며 그보다 작은 조각들은 무수히 많습니다.

 

처음에 천문학자들은 이 소행성들의 궤도가 당시의 이론이 예측한 이들의 기원인 '다섯 번째 행성'의 궤도를 따를 것으로 생각했습니다. 그러나 곧 각각의 소행성들의 궤도는 공통점이 거의 없으며 유일한 공통점이라고는 바깥쪽 모서리는 목성의 중력에, 안쪽 모서리는 화성의 중력에 의해 둘러싸여 있다는 것뿐이라는 사실이 확실해졌습니다.

 

실제로 소행성대가 존재하는 영역에서는 목성의 중력이 워낙 강한 데다가 재료 물질들도 부족하므로 작은 암석형 행성이 형성될 수 없습니다. 따라서 오랫동안 소행성대는 태양계 초기로부터 남겨진 잔해들의 단순한 무작위적 조각들인 것처럼 보였습니다. 그러나 이것은 전혀 사실이 아니라는 것이 밝혀졌습니다.

 

소행성대에서 길을 잃다 

모든 소행성이 다 주 소행성대 안에 머무는 것은 아니라는 사실은 그들 궤도의 동적인 성질에 관한 중요한 단서가 됩니다. 이러한 지구 근접 천체 중 최초로 확인된 것은 아모르 소행성인데, 이는 1932년 벨기에의 천문학자인 외젠 조제프 델포르테가 발견했고, 오늘날에는 수백 개가 알려져 있습니다. 그 이름에도 불구하고 NEO 중에서 현재 지구에 위협을 가하는 것은 없으며 대부분은 지구 궤도 너머에 머무르고 있거나 안전한 거리를 유지할 수 있는 기울어진 경로를 따라 공전하고 있습니다.

 

벗어난 궤도를 가진 소행성들은 시한부 삶을 살고 있습니다. 행성과 가까이에서 만나면 수백만 년의 기간에 걸쳐 그들의 궤도가 붕괴하고, 그 결과 태양에 회오리치며 들어가 충돌하거나 행성으로부터 안전한 거리에 있는 트로이 궤도에 진입하거나 태양계에서 완전히 방출됩니다.

 

NEO가 여전히 많이 존재한다는 사실은 이들이 계속해서 보충된다는 것을 의미하는데, 이는 주 소행성대의 특정한 지역들에서 발견된 '커크우드 간극'과 관련이 있어 보입니다. 커크우드 간극은 궤도 공명이 이뤄진 곳에 존재하는 텅 빈 영역으로 소행성들의 궤도 주기가 목성의 궤도 주기와 정확한 정수비를 이루는 지역입니다. 커크우드 간극에 진입하는 모든 천체는 반복적이고 체계적으로 목성의 중력에 의해 방해를 받아서 NEO의 타원궤도 안으로 밀려 들어갑니다.

 

소행성군을 발견하다

1918년경 일본의 천문학자 히라야마 기요쓰구는 서로 다른 궤도를 가진 소행성들이 어떻게 공통의 기원을 가질 수 있는지를 밝혀내는 중요한 성과를 이뤄냈습니다. 그는 소행성들의 궤도 특성 중 많은 것들이 일정하지 않다는 것을 알아챘습니다. 대신 그것들은 태양과 행성과 심지어 다른 소행성들의 영향을 받아 긴 순환주기를 갖고 변합니다.

 

히라야마는 고유 원소로 알려진 훨씬 긴 주기들에 걸쳐 안정적으로 남아 있는 궤도 특성들의 집합도 확인했습니다. 이 고유 원소들의 분포를 연구하자 곧바로 모든 소행성 중 35% 정도가 서로 다른 군안에 무리 지어진다는 사실이 드러났습니다.

 

현재 20개 이상의 소행성군들이 알려져 있습니다. 어떤 것들은 팔라스, 베스타 그리고 히기에이아와 같은 주요 소행성들과 관련이 있는데, 작은 소행성들은 이 큰 소행성들로부터 충돌 때문에 떨어져 나온 것입니다. 다른 소행성군들은 특별한 지배적인 구성원이 없고, 따라서 이것들은 아마도 하나의 큰 천체의 파편들로부터 유래했을 것입니다.

 

2010년 12월 천문학자들은 이 드문 충돌을 목격했는데, 이때 NEO를 찾고 있던 카탈리나 스카이 서베이 프로젝트의 스티븐 라슨은 주 소행성대 안에 있는 소행성인 쉴라 소행성이 혜성과 같은 모양을 띠었다는 것을 알아냈습니다. 이전의 이미지와 비교해 본 결과, 한 달 전에 소행성 둘레에 구림이 형성돼 있었고, 지상 천문대와 허블 우주망원경으로 근접 촬영한 이미지를 통해서 그 구름이 혜성과 같은 기체가 아닌 큰 파편 조각들로 이뤄져 있다는 것을 확인했습니다.

 

가장 최근의 모형에 의하면 쉴라는 자신보다 더 작은, 지름이 35m 정도 되며 초속 5km의 속도로 날아온 소행성과 충돌했습니다. 소행성들 사이의 충돌은 인간의 시간 척도로 보면 매우 드물지만, 태양계 역사의 훨씬 더 긴 시간 척도 안에는 불가피한 것입니다. 그리고 모든 충돌이 다 완전한 파편들을 만들어 내는 것도 아닙니다.

 

우주 탐사선이 측정한 바에 따르면, 마틸데나 이토카와 같은 소행성들은 너무 약한 힘으로도 부서져서 완전히 분해돼 날아가 버리지 못했습니다. 대신에 약한 중력에 의해 서로 끌어당겨 진 그들은 저밀도의 돌무더기들을 만들어 냈습니다.

 

소행성의 유형들

소행성들은 스펙트럼 분석으로 인해 발견되는 표면 성질에 의해 분류될 수 있습니다. 소행성들의 주된 분류는 지구에서 발견되는 운석과 명확한 관계를 보여 주는데, 크게는 C형, S형, M형의 3개의 주된 그룹으로 나뉩니다. C형 소행성들은 어두운 색깔을 띠며 탄소질인데, 표면은 빛을 흡수하는 탄소 기반의 분자들로 뒤덮여 있습니다. S형은 더 밝으며 큰 행성에서 익숙하게 발견되는 이산화규소 기반의 암석들과 광물들을 포함하고 있습니다. S형이 태양에 가깝고 C형이 훨씬 더 먼 경향은 소행성이 형성된 원시행성 성운에서의 차이를 반영합니다. 마지막으로 M형 소행성은 대부분 금속성인데 대체로 철 조각으로 이뤄져 있습니다.

 

이런 대체적인 단순성에도 불구하고 제안된 많은 아류형과 몇몇 눈에 띄는 소수 그룹은 주된 유형들과 완전히 다른 것처럼 보입니다. 소행성군들의 구성원들 사이의 표면의 유사성으로 그들이 하나의 모체로부터 기원했다는 것을 알 수 있지만, 어떤 경우는 하나의 소행성군이 몇 개의 다른 광물형을 지는 구성원들을 포함합니다. 이것은 그들이 내부에 층 구조를 가진 훨씬 더 큰 소행성들이 파괴돼 만들어진 것임을 알려 줍니다. 더 큰 소행성들은 아마도 사라져 버린 그룹일 것이고,  그중에서 오직 베스타만이 유일하게 살아남았을 것입니다.