금성은 태양계의 8개 행성 중 하나로, 태양에서 2번째로 가까운 행성입니다. 금성은 태양과 지구 사이에 위치하며, 태양 주위를 인공위성같이 도는 것이 아니라 자체적으로 고른 궤도를 그리며 공전합니다. 계절별 차이나, 위성이나 화성 오아시스와 같은 기능을 하는 지형적 특징은 거의 없지만, 화성이나 목성보다 태양에 가까우므로 폭발적인 온도와 압력으로 인해 조건이 매우 혹독합니다. 산성 대기, 황산 안개 등 극적인 특성을 가지고 있어 대기 관측에 있어서 중요한 대상 중 하나입니다. 이 글에서는 금성의 개념, 대기 구성요소, 대기권 조사 방법에 대해서 나타내었습니다.
금성이란?
금성은 태양계 행성 중에서 2번째로 가장 가까운 행성으로, 근일점에서는 태양과 거리가 약 1억 8천만 km, 원일점에서는 약 1억 6700만 km 정도에 위치합니다. 금성은 태양에서 가장 가까운 내부 행성 중 하나이며, 크기와 질량이 지구와 유사하지만 기온과 대기, 자전 등에서 지구와 차이가 많이 있습니다. 금성은 "이별의 빛"으로도 불리는데, 기축에서 관측 시 오전 혹은 밤늦은 시간대에는 동쪽 하늘에 잠깐 보일 때 빛나는 것으로 유명합니다. 이는 금성이 태양과 가장 가까워지면서 지구에 비해 태양에서 멀리 떨어져 있기 때문입니다. 금성은 그 특성 때문에 지구와 유사한 환경을 가지고 있다고 예측됩니다. 그러나 금성은 바로 태양에 가까워서 심한 고온과 극단적인 기압, 그리고 산성대기 때문에 생명체가 존재할 수 있는 환경은 만들어지지 못했습니다. 금성의 대기는 이산화탄소와 질소, 그리고 다소의 메탄 혼합물로 구성되어 있습니다. 이산화탄소가 포화 상태로 존재하기 때문에 강력한 온실 효과와 증기 압력을 유발하여 465℃ 이상의 고온을 만든다고 알려져 있습니다. 하지만 최근 연구에서는 금성 대기권에서 생명체 존재의 흔적은 발견되지 않았습니다. 이에 금성은 탐사가 가장 어렵고 위험하다는 평가가 있습니다. 이제 오락 때문에 색 표현이 많아 금성 모양 그대로가 아니거나 파란색 구름이 존재하지 않음을 명심해야 합니다.
요약하면, 금성은 태양계 내부 행성 중 가장 가까우며, 지구와 유사한 크기와 형태를 가지고 있지만, 고온과 극단적인 기압, 그리고 산성대기로 인해 생명체가 존재할 수 있는 환경을 만들지 못했다는 것이 확인되어 있습니다.
금성의 대기 구성요소
금성의 대기는 이산화탄소, 질소, 수증기, 일산화질소 및 희소한 기체(아르곤, 헬륨, 네온, 산소)로 구성되어 있습니다. 이산화탄소와 질소 및 수증기는 존재가 가장 두드러지며 대기 구성의 96%를 차지합니다. 대기에서 이산화탄소는 965000ppm 이상으로, 지구의 대기 대비 2400배 이상 차이가 나는 것과 질소는 3.5% 정도를 차지합니다. 수증기는 대기 중 일부를 차지하며, 비교적 많이 존재합니다. 그러나, 금성의 대기는 대기압이 지구 대기압보다 90배 이상 높아서, 무습도 상태입니다. 먼저 이산화탄소의 양은 지구 대기 중의 이산화탄소 양의 900배 이상입니다. 이산화탄소(CO2)는 고온 및 고압의 조건에서 이렇게 많이 존재할 수 있고, 지구가 행성에서 발산되는 방식과 매우 유사합니다. 이산화탄소는 금성 대기의 온실효과와 조성에 큰 영향을 끼치며, 해외 연구에 따르면 이종의 암석반응(마그마 구체활동)에서 많은 양의 이산화탄소가 발생하는 것으로 보고되었습니다. 질소는 대기의 대부분을 차지합니다.
이 밖에도 대기 구성 요소 중 수증기와 일산화 질소는 다음으로 가장 많이 존재합니다. 이 두 가지 요소가 중요한 이유는 양이 많고, 대기 화학반응의 핵심을 이루기 때문입니다. 먼저 수증기는 금성 대기 중 0.4% 정도 충족합니다. 금성 대기압이 지구 대기압의 90배 이상 높은 것에 비한다면 수증기 농도는 양호한 수준입니다. 마지막으로 일산화질소(N2O)는 대기에서 유해물질의 적화작용에 사용됩니다. 또한 이항 분자는 대기 밀도와 회전에 영향을 줄 수 있습니다. 요약하면, 금성의 대기는 이산화탄소, 질소, 수증기, 일산화질소 등 다양한 구성요소로 구성되어 있습니다. 이산화탄소와 질소는 대기의 대부분을 차지하며, 희소한 기체들도 존재합니다. 이 구성요소들은 금성 대기의 온실효과와 조성에 큰 영향을 끼치며, 지구와 비교했을 때 대기 환경이 극복하기 어렵습니다.
금성 대기권 조사 방법
금성 대기권 조사는 여러 차례 시도되어왔습니다. 1960년대와 1970년대에는 유럽 우주 기관과 소련 우주 기관이 탐사선을 발사하여 금성 대기권을 조사했으나 당시 기술적 한계로 인하여 상세한 데이터를 수집하지 못했습니다. 그러나 90년대 후반부터 21세기 초반까지, 다수의 탐사선과 망원경들이 광범위한 대기 조사를 실시했습니다. 이타카, 마가란, 비너스 익스프레스와 같은 탐사선들은 금성 대기계측을 위한 주요 장비와 실험 장비를 갖고 금성으로 향했습니다.
2006년에는 이어포트 플러스(CHILD+)라는 울트라자이너 카메라를 이용하여 최초로 금성 태양 대기경계를 관측하는 데 성공했습니다. 이 카메라는 금성 오전부터 곧이어 태양과 보는 각도에 위치한 남쪽 면에 놓인 40m 길이의 소량 매질의 계면 고도를 성공적으로 탐지하였으며 이는 금성 대기 권계를 확인하는 첫 번째로 인증됩니다. 그러나 이러한 실험 장비들은 대부분 금성 표면의 움직임과 풍속 그리고 대기 화학작용과 대기압 등을 조사하는 것이 목적이었습니다. 하지만 이제에서야 몇몇 규모가 작은 수빙이나 먼지 구름, 그리고 내부의 휘발성 기체 메테인과 암모니아를 분석하는 등 좀 더 구체적인 실험 장비 및 방법론도 개발되고 있습니다.
이 외에도, 금성으로 유인선을 보내 대기 구성요소를 측정하거나 인공위성을 통해 대기권의 상태를 파악하는 기술 등도 활용될 것입니다. 앞으로 기술의 발전으로 더 자세하고 신뢰성 높은 금성 대기권 조사가 가능해질 것으로 예상됩니다.