***2018년에 정리한 내용입니다***
지구과학1
04. 다가오는 지구
2. 우주 탐사
1] 태양계 탐사의 역사
① 1950년 대
- 1957년 구소련이 최초의 인공위성인 스푸트니크 1호 발사 성공
- NASA 설립
② 1960년대
- 1961년 구소련의 유인 우주선 보스토크 1호가 최초로 지구 둘레를 선회
- 1969년 유인 탐사선 아폴로 11호가 최초로 달에 착륙
③ 1970년대
- 행성 탐사 시작
④ 1980년대
- 행성 탐사로 얻은 자료 분석
- 우주정거장 및 우주왕복선 개발
⑤ 1990년대
- 행성, 위성을 포함한 소행성 등 태양계의 작은 천체들에 대한 탐사
- 허블우주망원경을 이용한 우주 탐사
⑥ 2000년대 이후
- 화성 연착륙을 통해 과거 물의 흔적 확인
- 카시니-하위헌스호가 토성 및 토성의 위성 탐사
- 주노호가 목성 궤도에 진입하여 탐사
2] 태양계 탐사 방법
1. 태양계 탐사 방법
① 근접 통과
- 천체를 관측할 수 있는 거리까지 근접하여 지나가면서 관측
- 예시) 보이저 2호 (목성, 토성, 천왕성, 해왕성), 갈릴레오호(목성의 이오, 목성의 대기성분)
② 궤도 선회
- 탐사할 천체의 주위를 돌며 탐사
- 행성표면지도 작성, 위성 탐사할 때
- 예시) 주노호(목성), 마스글로벌서베이호
③ 표면 충돌
- 천체의 표면에 충돌하기 직전까지 탐사(행성 표면사진을 찍어 전송함)하거나 물체를 표면에 충돌시켜 탐사
- 예시) 딥임팩트 호 (템펠 1 혜성), 엘크로스호
④ 연착륙
- 역추진 분사 등을 이용하여 천체의 표면에 안전하게 착륙하여 탐사
- 유인착륙과 무인착륙으로 구분함
- 예시) 아폴로 11호(달, 유인착륙), 스피릿(화성, 무인착륙)
⑤ 탐사정 낙하
- 단단한 표면이 없어 착륙이 불가능한 행성에 탐사정을 투입하여 탐사
- 예시) 갈릴레오 호 (목성)
3] 태양계 구성원의 특징
1. 행성의 분류
1) 지구형 행성 (수성, 금성, 지구, 화성)
- 질량과 반지름이 작고, 평균밀도가 큼
- 주로 규산염광물로 이루어져 있으며 단단한 표면이 존재
2) 목성형 행성 (목성, 토성, 천왕성, 해왕성)
- 질량과 반지름이 크고, 평균밀도가 작음
- 주로 수소, 헬륨으로 이루어져 있으며 단단한 표면이 없음
■ 상대적인 비교
| 지구형 행성 | 목성형행성 | |
| 크기(부피) | 작다 | 크다 |
| 반지름 | 작다 | 크다 |
| 질량 | 작다 | 크다 |
| 평균밀도 | 크다 | 작다 |
| 자전주기 | 길다 | 짧다 |
| 고리 | 없다 | 있다 |
| 딱딱한 표면 | 있다 | 없다(탐사선이 착륙 못함) |
| 대기 성분 | CO₂, N₂, O₂ | H₂, He, CH₄ |
① 반지름, 질량 : 목성형 행성은 중력이 강하게 작용하기 때문에 물질을 많이 잡아두어 질량, 반지름이 큼
② 평균밀도 : 질량 / 부피를 따져보면 암석 (철, 니켈의 핵을 포함)으로 이루어져 있는 지구형 행성의 평균밀도가 큼
③ 고리, 위성 수 : 목성형 행성은 강한 중력을 가지고 있어 위성과 얼음 및 암석 부스러기로 이루어져 있는 고리를 많이 가짐
④ 대기성분 : 성운설에 의하면 태양계가 형성되는 과정에서 가벼운 것들은 멀리, 무거운 것들은 가까이 잡힘
2. 행성들의 특징
1) 수성
① 공전주기 88일, 자전주기 59일
② 크기가 가장 작은 행성
→ 중력이 가장 작아 대기가 거의 없음
→ 일교차가 큼
→ 크레이터 수가 많음
③ 메신저호를 통해 탐사
2) 금성
① 공전주기 180일, 자전주기 243일
② CO₂로 이루어진 두꺼운 대기 (대기압이 지구의 95배)
→ 온실효과로 인해 표면온도가 높음
→ 반사율이 커서 반짝거림
③ 자전방향과 공전방향이 반대
→ 북극과 남극과 뒤집혀서 자전함 (거꾸로 자전)
④ 비너스 익스프레스 호를 통해 탐사
3) 화성
① 지구와 비슷한 자전주기 (약 24시간 37분)
② 지구와 비슷한 자전축 기울기
→ 지구와 같은 계절변화가 있음
③ 극지방에 드라이아이스와 얼음으로 이루어진 극관
▶ 여름철 : 승화 → 극관 크기 작아짐 → 대기압 커짐
▶ 겨울철 : 승화 → 극관 크기 커짐 → 대기압 작아짐
④ 대기압 0.01기압, 대기의 약 95가 CO₂
→ 온실효과가 작음
⑤ 피닉스호에 의해 지하에 얼음 형태의 물 확인
→ 로봇 크리오시티에 의해 토양분석과 생명체 존재 여부 탐사
4) 목성
① 행성들 중 질량과 반지름이 가장 크고, 자전주기가 짧음
→ 빠른 자전속도로 인해 밝고 어두운 줄무늬가 나란히 형성
② 남반구에 거대한 소용돌이인 대적점이 존재
③ 많은 위성을 보유 (가니메데, 유로파, 이오, 칼리스토)
④ 대부분 수소와 헬륨
5) 토성
① 행성 중 밀도가 가장 작음 (0.7g/cm³)
② 자전속도는 빠른데 밀도가 작은 편평도가 큼
③ 얼음과 암석 부스러기로 이루어진 뚜렷한 고리
④ 두 번째로 큰 위성인 타이탄 보유
→ 카시니-하위헌스로에 의해 질소와 메테인으로 이루어져 있음을 알아냄
6) 천왕성
① 대기의 대부분은 수소와 헬륨이고, 소량의 메테인에 의해 푸르게 보임
② 자전축이 공전궤도면에 거의 나란히 있음 (자전축 기울기 98˚)
③ 희미한 고리
7) 해왕성
① 크기, 질량, 대기 성분 등이 천왕성과 비슷
② 거대한 소용돌이인 대흑점이 존재
| 행성 | 특징 |
| 수성 | - 대기가 거의 없고 물이 없다 → 운석 덩어리 많고, 기온의 일교차가 크다 - 해뜨기 직전이나 해 진 직후에 잠시 관측 가능 |
| 금성 (95기압) |
- CO₂의 두꺼운 대기층 → 온실 효과 큼 → 표면온도 높다(700K) - 반사율 최대 (76%) → 가장 밝은 천체 (m= -4.7등급) - 자전방향이 공전방향과 반대 → 시계방향으로 자전(역자전) (자전주기 : 243일 > 공전주기) - 모양(위상)과 크기변화가 다양하다 |
| 화성 (0.01기압) |
- CO₂이 옅은 대기층 → 온실 효과 작다 (-60℃) - 계절변화 O (자전축 25˚ 경사) - 극관 (얼음, 드라이아이스) → 계절에 따라 크기 변함(극관이 크면 겨울, 작으면 여름) - 전체적으로 붉게 보이는 행성(산화철) - 태양계 최대의 올림푸스화산 → 중력이 작고(마그마가 더 높이 올라감), 지각 운동이 없기 때문이다 - 많은 협곡(물의 흔적)이 보임 |
| 목성 | - 반지름과 질량 최대 (자전속도 가장 빠름) - 대기대순환에 의한 가로줄무늬 - 대적점 (대기의 소용돌이 / 빠른 자전의 영향) - 4개의 위성이 잘 보임(갈릴레이 4대 위성) → 이오 : 화산활동 有 |
| 토성 | - 편평도 최대 (밀도 최소, 자전속도 빠름) - 아름다운 고리 (얼음조각과 먼지입자로 구성) |
| 천왕성 (청록색) |
- 자전축이 공전궤도면과 거의 나란함 - 자전방향이 공전방향과 반대 → 시계방향으로 자전(역자전) |
| 해왕성 (푸른색) |
- 대흑점 존재 |
3. 태양계 작은 천체들의 특징
1) 왜소행성 (플루토, 에리스, 세레스, ...)
(1) 조건
① 태양 주위를 공전
② 구형의 형태를 유지할 수 있는 중력을 가지는 충분한 질량
③ 궤도 주변의 다른 천체와 함께할 수 있어야 함
④ 다른 행성들의 위성이 아닌 천체
2) 소행성
- 불규칙한 모양 / 태양계에서 행성이 만들어질 당시의 정보를 간직
- 화성과 목성 궤도 사이에 소행성군에 주로 위치
3) 혜성
- 머리와 꼬리로 구성됨
- 머리 : 얼음과 먼지로 이루어진 수 km크기의 핵과 이를 둘러싼 먼지와 가스의 코마로 구성
- 꼬리 : 태양 가까이 접근하면 태양풍에 의해 코마 부분이 날아가 생긴다
- 태양풍에 의해 태양의 반대쪽에 생성되고, 태양에 접근할수록 길어진다.
- 이심률이 큰 타원궤도나 포물선 궤도를 따라 태양주위를 공전함
- 가스(이온)꼬리는 태양의 정반대 쪽으로 뻗고, 먼지(티끌)꼬리는 태양의 반대쪽으로 휘어진 모양으로 뻗는다.
- 가스꼬리 (푸른색) + 먼지꼬리(황색)
- 혜성에는 물과 유기 물질 등이 포함되어 있어 생명체 발생의 비밀을 밝혀 줄 자료로 여겨진다.
4) 카이퍼 벨트 (Kuiper belt, 단주기 혜성의 고향)
- 해왕성 궤도 밖의 무수히 많은 천체들의 무리
- 혜성의 고향
5) 오오트 구름 (Oort cluod, 장주기 혜성의 고향)
4] 천체를 관측하는 망원경
1. 파장별 대기의 흡수 정도 및 망원경의 종류
1) 파장별 대기의 흡수 정도
- 감마선, X선, 자외선, 적외선은 대기에 의해 흡수되므로, 지상에 도달하지 않기 때문에 우주 망원경을 이용하여야 함
- 긴 파장을 방출하는 천체는 온도가 낮은 천체 (예시. 성간물질, 성운, ...)
- 짧은 파장을 방출하는 천체는 온도가 높은 천체 (예시. 초신성, 젊은별, ...)
① 감마선 : 대기의 O₂, N₂ 흡수
② X선 : 대기의 N₂ 흡수
③ 자외선 : 대기의 O₃ 흡수
④ 적외선 : 대기의 H₂O, CO₂ 흡수
2) 망원경의 종류
① 광학망원경 : 가시광선을 관측하는 망원경
② 전파망원경 : 전파를 관측하는 망원경 (주로 온도가 낮은 천체관측에 이용)
지구 대기의 영향을 거의 받지 않아 시간과 날씨에 상관없이 관측 가
③ 우주망원경 : 우주(대기 영향을 받지 않는 곳)에서 다양한 파장을 이용하여 관측하는 망원경
(X선 망원경 → 고온의 별 관측)
2. 광학망원경
- 대물렌즈나 주거울로 천체의 빛을 모은 후, 접안렌즈로 상을 확대하여 관측
1) 굴절망원경
- 렌즈를 통과하는 빛이 굴절되는 특징을 이용
- 장점 : 경통에 막혀 있어 상이 안정적
- 단점 : 렌즈가 크면 만들기 어렵고 비쌈
색수차가 발생 (파장에 따라 굴절률이 달라짐)
반사망원경에 비해 긴 경통
(1) 굴절 망원경의 종류
① 갈릴레이식
- 정립상, 시야 좁음
- 대물렌즈 (볼록렌즈)
- 접안렌즈 (오목렌즈)
② 케플러식
- 도립상, 시야 넓음
- 대물렌즈 (볼록렌즈)
- 접안렌즈 (볼록렌즈)
2) 반사망원경
- 빛이 거울에 반사되는 특징을 이용
- 장점 : 색수차 X
대형으로 만들기 쉽고 저렴
짧은 경통
- 단점 : 경통이 뚫려있어 상이 불안정
(1) 반사 망원경의 종류
① 뉴턴식
- 도립상
- 주경 (오목거울)
- 보조경 (평면거울)
- 접안렌즈 (볼록렌즈)
② 카세그레인식
- 도립상
- 주경 (오목거울)
- 보조경 (볼록거울)
- 접안렌즈 (볼록렌즈)
| 종류 | 굴절 망원경 | 반사 망원경 | ||
| 갈릴레이식 | 케플러식 | 뉴턴식 | 카세그레인식 | |
| 원리 | |
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| 대물렌즈(주경) | 볼록렌즈 | 볼록렌즈 | 오목거울 | 오목거울 |
| 접안렌즈 | 오목렌즈 | 볼록렌즈 | 볼록렌즈 | 볼록렌즈 |
| 상의 모양 | 정립상 | 도립상 | 도립상 | 도립상 |
| 장점 | - 경통 내부가 밀폐되어 상이 안정 | - 색수차 X - 저렴 |
||
| 단점 | - 고가(비쌈) - 색수차 존재 (색깔에 따른 굴절률 차이 때문) |
- 명암이 뚜렷하지 않음 (빛 손실 많음) - 상이 불안정 (경통이 개방되어 공기 대류가 일어나기 때문) |
||
3. 망원경의 성능
① 집광력
- 빛을 모으는 능력
- 집광력이 높을수록 어두운 천체가 잘 보임
→ 집광력 ∝ D² (대물렌즈구경 = 지름)²
② 분해능 (=최소각거리)
- 인접한 물체를 구분하는 능력
- 작을수록 좋음
→ 분해능 ∝ λ / D (파장/대물렌즈구경)
③ 배율(확대능)
- 물체를 확대하는 능력
- 값이 크면, 상은 커지지만 시야가 좁아지고 상이 어두워짐
→ 배율 ∝ F / f (= 대물렌트초점거리 / 접안거리초점거리)
4. 전파망원경
- 천체로부터 오는 전파를 이용하여 관측
- 대기의 영향을 적게 받아 시간과 날씨에 관계없이 관측가능
- 주로 온도가 낮은 천체 관측에 이용
■ 간섭계
전파망원경은 분해능이 좋지 않아 전파망원경을 여러 개 연결시켜 구경이 큰 망원경처럼 만들어 분해능을 좋게 함
→ 분해능을 좋게 만들기 위한 목적
5. 우주망원경
- 우주공간에서 지구 둘레를 공전하면서 천체를 관측하는 망원경
- 대기의 영향을 받지 않고 다양한 파장대를 이용하여 천체 관측 가능
- 장기간 노출로 어두운 천체도 관측 가능
■ 우주망원경의 종류
① 가시광 - 허블우주망원경
② 감마선 - 페르미우주망원경
③ X선 - 찬드라우주망원경
④ 적외선 - 허셜우주망원경
5] 외계 행성과 생명체 탐사
1. 외계 행성 탐사 방법
- 행성들까지의 거리가 너무 멀어 (너무 어두워) 외계 행성을 직접 관측하는 것이 아니라 간접적인 방법을 사용
1) 도플러 효과를 이용
- 별과 행성이 공통질량중심으로 공전함에 따라 도플러 효과에 의한 별의 파장 변화 발생
■ 도플러 효과 공식
(멀어지면 적색편이, 가까워지면 청색편이)
① 행성의 질량이 클수록, 공전궤도장반경이 작을수록 도플러 효과가 커짐
② 행성의 공전궤도면과 시선방향이 나란하면 도플러 효과로 확인 가능
③ 질량 추정 가능
■ 행성의 질량이 클수록, 공전궤도장반경이 작을수록 도플러 효과가 커진다
(M : 중심별 질량 / m : 행성 질량 / p : 행성의 공전주기 / a : 행성공전궤도장반경 / r : 공전궤도를 원으로 가정했을 때 공전궤도반지름 / λ : 파장/ △λ : 파장변화량 / v : 행성 공전속도)
→ 질량이 크거나 궤도 장반경이 작아지면, 공전주기가 짧아지고, 이로 인해 공전속도가 증가하기 때문에 도플러 효과가 커짐
2) 식 현상을 이용
- 별 주위를 공전하는 행성이 별의 앞을 지나가며 별에 밝기 변화가 발생
① 행성의 반지름이 클수록 별의 많은 부분을 가리고 지나가므로, 식 현상에 의한 밝기 변화가 큼
② 행성의 공전궤도면과 시선방향이 나란하면 식 현상으로 확인할 가능성이 높아짐
3) 미세 중력 렌즈 현상을 이용
- 거리가 다른 2개의 별이 같은 방향에 있는 경우, 뒤쪽 별의 별빛이 앞쪽 별의 중력에 의해 굴절되는 휘어지는 현상 (앞쪽의 별의 질량이 렌즈 역할을 함) [상대성이론과 관련]
① 궤도 장반경이 큰 행성을 탐사할 때 유리
- 도플러 효과를 이용하기에는 속도가 너무 느림
- 식 현상을 이용하기엔 식 현상이 발생 주기가 길어짐
② 앞 별의 질량이 클수록 굴절이 잘 되어, 밝기 변화가 커짐
■ 미세 중력 렌즈 현상에 의한 밝기 변화
