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[하야부사는 2005년 11월 이토카와에 착륙해 물질을 채취했다. 이토카와는 중력이 매우 낮아 착륙이라기보다는 도킹에 가깝다.]

소행성 이토카와의 탐사가 이렇게 큰 관심을 불러일으킨 이유가 무엇일까. 자국 우주탐사선의 극적인 기사회생 이야기에 일본이 열광한 것은 당연하다. 하지만 태양계에서 소행성은 사실 매우 흔하다. 목성과 화성 사이의 소행성대에서 발견된 소행성만 해도 수십만 개가 넘는다. 그렇다고 이토카와가 소행성 중에서 존재감이 있는 편도 아니다. 소행성대에서 가장 큰 세레스가 달의 약 4분의 1 정도로 지름이 900km인데 비해, 이토카와는 겨우 0.5km에 불과하다. 그리고 하야부사 이전에도 소행성 탐사는 여러 번 있었다. 목성 탐사선 갈릴레오가 소행성 가스프라와 아이다를 1990년대 초반에 스쳐 지나갔고, 소행성 탐사선 니어-슈메이커는 2000년에 에로스 소행성 주위를 1년간 돌다가 착륙하기까지 했다.

하야부사가 성취한 가장 뛰어난 업적은 사상 최초로 소행성 표면 물질을 채취해서 지구로 가져 왔다는 것이다. 물론 하야부사 이전에도 지구 밖 천체의 물질을 지구로 가져 온 경우는 여러 번 있었다. 1970년대 미국과 옛소련의 탐사선이 달 표면에서 흙과 암석을 가져왔고, 2004년에는 미국 항공우주국(NASA)의 탐사선 스타더스트가 빌트2 혜성 주위를 스쳐지나가며 가스와 먼지를 채집한 적도 있다. 하지만 중력이 지구의 6분의 1인 달과 달리 이토카와는 중력이 지구의 10만분의 1에 불과해 탐사선을 제대로 붙잡지 못한다. 표면에 착륙하는 건 고사하고 궤도 진입조차도 아주 어렵다. 하야부사가 이렇게 작은 소행성에 착륙해서 표면 물질을 채취해 지구로 가져 온 것은 과학적으로도 의미 있는 일일 뿐더러 대단한 기술적 성취로 기록될 만하다.

이토카와는 원래 컸다

하야부사는 이토카와 탄생의 비밀도 가져왔다. 분석 결과 이토카와는 과거에 열적 진화를 겪었다. 이 같은 결론은 이토카와의 진화 역사에 매우 중요한 단서를 제공해준다.

과학자들의 추론에 따르면 이토카와는 형성되고 나서 약 1000만 년에 걸쳐 최고 800°C까지 가열됐다가 600°C까지 서서히 냉각되면서 열적 변성 작용을 거쳤다. 이 같은 작용의 열원은 아마도 방사성 동위원소가 붕괴하면서 내는 열이었을 것이다. 또한 냉각 과정이 매우 느리게 진행됐다는 사실은 그 작용이 소행성 내부의 상당히 깊숙한 위치에서 일어났음을 시사한다. 그런데 소행성 내부가 800°C에 도달하려면 현재 크기인 0.5km 정도로는 어림도 없다. 따라서 이토카와는 형성 초기에 지금보다 훨씬 커서, 지름이 아마 20km 이상이었을 것이다.

그렇게 컸던 소행성이 어쩌다 지금처럼 작아졌을까. 소행성에 위성이나 동반 소행성이 있거나, 혹은 하야부사처럼 탐사선이 근접한 경우에는 소행성의 질량을 구할 수 있다. 질량을 알면 밀도를 계산할 수 있고 내부 구조도 유추해볼 수 있다.

이토카와는 화학조성이 같은 다른 운석에 비해 밀도가 훨씬 낮은데다 표면에 충돌 크레이터가 거의 보이지 않는다. 커다란 바위 덩어리 하나로 돼 있는 게 아니라 작은 바위들이 얼기설기 모인 무더기로 전체 부피의 40%가 사실상 빈 공간이다. 이로 미루어 볼 때 이토카와는 다른 소행성과 충돌해 산산조각이 난 뒤에, 근처에 남아 있던 서너 개의 소행성 잔해가 상호 중력으로 다시 뭉쳐서 생겼다고 추측할 수 있다. 실제로 이토카와의 물질에서는 충돌의 흔적인 결정구조의 균열이나 변위 등을 관찰할 수 있다.

또한 이토카와를 포함해서 크기가 100m 이상인 소행성 중에는 자전주기가 2.2시간보다 작은 소행성이 없다. 암석더미로 이루어진 소행성이 너무 빨리 돌다가는 한 몸을 유지할 수 없기 때문이다. 이는 거꾸로 소행성이 대부분 큰 소행성의 부서진 잔재가 모인 암석더미라는 결론을 내리게 한다.

이러한 암석더미 소행성의 존재는 태양계 형성 과정에 대한 중요한 실마리를 제공해준다. 컴퓨터 모의실험에 따르면, 단단한 고체끼리 충돌하면 합체가 되거나 혹은 서로 파괴될 확률이 거의 비슷하다. 하지만 암석더미끼리 충돌하면 합체할 가능성이 훨씬 높다. 따라서 원시태양계의 미행성이 암석더미였다면, 행성의 중심핵이 아주 빨리 만들어질 수 있었을 것이다. 즉, 이토카와는 태양계 초기에 미행성 사이의 충돌에 의해 행성이 형성될 수 있는 상당히 효율적인 메커니즘을 제시하는 사례다.



[태양계 형성 초기의 상상도. 소행성은 이 시기의 비밀을 간직하고 있다.]



[여러 소행성의 크기 비교. 베스타는 지름이 530km로 세레스에 이어 두 번째로 큰 소행성이다. 베스타와 다른 소행성, 그리고 이토카와를 나란히 놓고 보면 이토카와가 얼마나 작은지 알 수 있다.]

운석의 기원 밝히다

하고많은 소행성 중에서 이토카와가 탐사 대상으로 선정된 이유는 무엇일까. 이토카와는 지구 궤도 가까이까지 오는 지구 근접 소행성이다. 소행성은 색깔이나 반사도, 스펙트럼으로 추정된 화학조성에 따라 C-형(탄소질), S-형(암석질), M-형(금속성) 등 수십 종류로 나뉜다. 지구 궤도 가까이에 있는 소행성으로는 S-형이 가장 흔하고 이토카와도 S-형이다.

결국 이토카와는 가장 흔하고 평범한 소행성이라는 이야기이다. 물론 지구로부터의 거리라든가 하야부사의 발사 일정 및 궤도역학 문제와 같은 기술적 사항도 선정 이유였다. 그런데 이 작고 평범한 소행성 이토카와로 인해 태양계의 형성 및 진화에 관련된 핵심 가설 하나가 입증됐다. 이것이야말로 하야부사의 가장 큰 과학적 성취이다.

우주탐사가 시작되기 전까지 지구 밖의 우주 물질을 접할 수 있는 유일한 기회는 운석이었다. 이 운석은 대체 어디서 오는 걸까. 운석의 기원에는 여러 가설이 있지만 그 중 하나가 태양계 초기에 행성이 만들어지기 전 단계인 미행성이 부서진 잔재라는 설이다. 행성이 되지 못하고 남은 미행성은 서로 충돌해 더 작게 부서지기도 하고, 때로는 다시 뭉치기도 하면서 현재의 소행성대를 형성했다. 지구처럼 질량이 큰 행성은 화산 같은 지각 활동으로 내부와 표면이 계속 바뀌지만, 질량이 작은 소행성은 충돌로 인한 물리적 변화 외에는 지질학적 변화를 거의 겪지 않았다. 미행성의 잔재인 운석은 태양계의 가장 초기 모습을 고스란히 직하고 있는 화석인 셈이다. 운석 덕분에 현재 우리 태양
계의 나이 46억 년도 알아낼 수 있었다.

그렇다면 소행성과 운석은 가족 내지는 친척뻘이라고 할 수 있다. 그런데 이 둘의 인척관계를 어떻게 증명할 수 있을까. 한 가지 방법은 운석이 지구로 진입하기 전 궤도를 거꾸로 추적해 소행성대에서 왔음을 보여주는 것이다. 그러나 지금까지 발견된 약 4만 개의 운석 중에서 궤도가 알려진 건 14개에 불과하다. 14개 운석의 궤도 원일점이 모두 소행성대에 있다는 사실이 운석의 소행성 기원론을 뒷받침해 주고는 있다. 그렇다고 해도 이들 운석이 정확히 어느 소행성에서 왔는지는 밝힐 수 없다.

 
다른 방법으로는 구성 성분을 비교해보는 것이다. 운석은 화학조성이나 광물학적 특성에 따라 70 종류 이상으로 나뉜다. 그런데 지구에서 발견되는 운석의 거의 90%는 주로 규산염 광물로 이루어진 콘드라이트 운석이다. 콘드라이트 운석은 다시 약 15 종류로 나뉘는데, 이 중에서 너무 흔하다보니(콘드라이트 운석의 90%를 차지) ‘일상적’이라는 이름이 붙은 O-콘드라이트 운석과 S-형 소행성의 화학 조성이 비슷할 거라고 오래 전부터 천문학자들이 예상했다. 지구 궤도에 가장 가까이 있는 소행성이 지구에 떨어지는 운석의 주요 공급원일 텐데, 이들이 대부분 S-형 행성이기 때문이다. 즉, O-콘드라이트 운석은 S-형 소행성에서 왔다는 것이다.

논리적으로는 타당한 결론이지만, 직접적인 증거가 없다는 게 문제다. 우주탐사 시대가 열리기 전만 해도 작은 크기에 희미한 밝기의 소행성을 연구하기가 쉽지 않았다. 레이더나 별의 엄폐 현상 등을 이용해 소행성의 형태나 크기, 자전주기를 알아낼 수는 있었다. 하지만 소
행성의 화학 조성에 대한 정보는 망원경으로 관찰한 소행성 표면의 반사 스펙트럼을 분석하는 수밖에 없었다.

문제는 물과 바람에 의한 풍화 작용에 시달리는 지구 암석과 마찬가지로 소행성의 표면 역시 우주풍화를 겪어 변형된다는 사실이다. 진공인 우주 공간에 웬 풍화일까. 사실 우주공간에는 고에너지 입자들로 이루어진 태양풍 및 우주선(cosmic ray), 그리고 작은 돌 부스러기인 마이크로유성체가 종횡무진으로 날아다닌다.

이런 외부 침입자를 막아주는 방패인 대기가 없으면 천체 표면은 계속 얻어맞으면서 구조나 광학적 성질, 화학 조성, 광물학적 특성이 점차 변한다. 따라서 소행성의 표면은 선탠한 피부처럼 시간이 흐를수록 불그스레해지면서 어둡게 변한다. 이렇게 되면 소행성 표면의 반사 스펙트럼이 완전히 달라지므로 비록 내부 물질은 운석과 동일할지라도 운석과 직접 비교를 할 수 없다. 결국 운석의 소행성 기원론은 심증만 있을 뿐 물증이 없었던 것이다.

그런데 하야부사가 S-형 소행성인 이토카와에서 가져온 1500개의 암석입자를 분석한 결과 O-콘드라이트 운석이 S-형 소행성에서 나왔다는 사실이 밝혀지면서 오랜 세월을 기다려 온 가설이 단번에 입증됐다. 크기가 대부분 10~50μm(마이크로미터, 1μm=100만 분의 1m)로 먼지 정도에 불과한 물질에서 어떻게 이런 결론을 이끌어 낼 수 있었을까.



[지구에서 발견된 콘드라이트 운석.]

동위원소비도 운석과 일치해

어느 두 천체가 동일한 기원을 가졌는지 확인하는 데는 각 천체에 있는 동위원소 함량을 비교해보면 된다. 운석연구에 따르면, 태양계에서는 기원이 같은 천체는 화학조성 뿐만 아니라 산소의 동위원소비도 같다. 산소는 가장 흔한 16O외에도 17O, 18O 등의 동위원소가 존재하는데, 같은 기원을 갖는 천체끼리는 각 동위원소 간의 상대적 비율이 같다는 것이다. 예를 들어, 지구와 달은 이 비율이 같다.

태양계의 각 천체가 고유한 산소 동위원소비를 갖게 된 원인은 태양계 형성 초기 상태의 물리·화학적 조건과 밀접한 관련이 있다. 따라서 어떤 운석과 소행성의 산소 동위원소비가 일치한다면, 그 운석은 해당 소행성에서 기원했다고 말할 수 있다. 그런데 이토카와 소행성에서 가져온 물질에서는 지구의 물질에 비해 산소 동위원소 16O가 상대적으로 적었다. 반대로 O-콘드라이트 운석의 특성과 일치한다. 이는 하야부사가 채집한 물질이 지구 밖의 외계 물질이며, 또한 운석이 소행성과 공통의 기원을 가졌음을 보여준다.

한편 지구나 달처럼 질량이 큰 천체는 형성 당시에는 내부가 모두 녹았다가 점차 밀도에 따라 분화가 일어난다. 그 과정에서 철이나 니켈과 같은 무거운 금속은 중심핵으로 몰리고 지각에는 규소와 같은 가벼운 원소들만 주로 남는다. 소행성 중에서도 질량이 큰 편인 베스타처럼 내부의 분화가 일어난 경우에는 중심핵으로 빠져나간 일부 철로 인해 소행성 표면 암석의 철/스칸듐 비가 콘드라이트 운석보다 낮아지게 된다.

그러나 이토카와의 물질은 O-콘드라이트 운석처럼 전혀 분화되지 않은 원시 형태의 화학조성을 보여준다. 또한 이토카와 물질에서는 이리듐 함량이 니켈이나 코발트에 비해 현저히 낮았다. 이리듐의 응결 온도가 1600K(약 1327℃)이상임을 감안할 때, 이리듐이 이미 응결돼 빠져나간, 즉 분별작용이 일어난 성간운에서 이토카와가 형성됐음을 시사한다. 이 역시 O-콘드라이트 운석에서도 관찰되는 특성으로, 운석과 소행성의 기원이 같다는 가설에 대한 강력한 증거다.



[하야부사는 레이저를 이용해 이토카와까지의 거리를 측정하며 착륙을 시도했다.]
 
이토카와의 종말

이토카와의 표면은 표토로 덮여 있다. 표토는 달과 마찬가지로 소행성 표면이 마이크로유성체와 충돌해 부서지거나 다른 입자와 부딪치고 마모되면서 만들어졌을 것이다. 달보다 중력이 훨씬 작은 소행성에서는 충돌 속도가 느려서 충돌에너지 역시 작다. 그래서 달 표면에서는 큰 충돌에너지로 인해 표토가 녹았다 굳어서 둥근 입자가 많이 생긴 반면에, 녹지 않은 이토카와의 표토에는 각진 모서리를 갖는 입자가 많다. 한편 태양풍 입자는 에너지에 따라 각기 다른 깊이까지 소행성 표면을 파고든다. 우주풍화는 태양풍에 의해 증발한 철 나노입자 증기가 근처 암석에 달라붙어 응결하면서 표면을 새로 코팅하는 과정이다. 작은 나노입자는 표면을 불그스레하게, 좀 더 큰 나노입자는 어둡게 만든다.

그런데 태양풍에는 양성자와 전자 외에도 헬륨, 네온, 아르곤과 같은 희귀가스가 들어 있어 이들이 소행성 표토에 붙잡힐 수 있다. 반면에 우주선 입자 중에서도 에너지가 특히 큰 입자는 지표면 아래로 수 cm에서 1m 이상까지 침투해 핵반응을 일으켜 희귀가스를 만들 수 있다.

만약 소행성에서 채취한 물질에서 희귀가스가 발견된다면 전자인지 후자인지 어떻게 알 수 있을까. 산소 동위원소처럼 희귀가스 역시 생성 기원에 따라 고유한 동위원소비를 보여준다. 이토카와 물질에서 발견된 희귀가스는 주로 태양풍에서 왔다. 희귀가스 중에서 표면에 가장 가까운 곳에서 멈추는 헬륨은 우주공간으로 날아가 버릴 가능성이 가장 크다. 따라서 헬륨의 동위원소비는 시간이 흐르면 원래 태양풍 값과 차이가 나게 되고, 이 차이로부터 이토카와의 표토 나이를 계산할 수 있다.

우주풍화를 겪은 표토의 가장 바깥층에서는 입자 간의 마찰 및 태양풍 입자들의 쪼아내기로 침식이 계속 일어난다. 침식으로 느슨해진 물질은 탈출속도가 초속 0.2m 밖에 되지 않는 이토카와의 약한 중력 덕분에 우주공간으로 쉽게 탈출한다. 일단 가장 바깥층이 이런 식으로 손실돼 버리면, 이토카와의 표면은 다시 태양풍에 노출된다.

결국 태양풍 노출, 우주풍화, 표면 물질 침식 및 손실, 다시 태양풍 노출의 순환이 계속 반복된다. 달 표토의 수명이 4억 년인 반면에 이토카와는 지하 수십 cm에서조차 800만년 밖에 되지 않는다. 지금처럼 100만 년에 수십 cm씩 표면 침식이 계속된다면, 1억 년 내지 10억 년 안에 이토카와는 완전히 사라질 것이다. 우주의 풍운아인 소행성답게 이토카와는 우주의 바람(태양풍)과 함께 사라지는 것이다.

현재 태양계 탐사의 가장 큰 화두는 ‘물’이다. 그러나 지금까지 어떤 우주물질 채집 탐사에서도 물이 포함된 광물은 발견되지 않았다. 물이 포함된 광물의 존재는 태양계의 핵심 의문 사항 중 하나인 지구에 있는 물의 기원을 이해하는 데 꼭 필요하다. 그동안 물의 기원으로 혜성, 소행성, 혹은 행성 형성의 초기 단계에서 먼지 표면에 흡수된 물 등이 후보로 거론돼 왔다.

앞으로 물을 포함한 콘드라이트 운석의 공급원으로 추정되는 B, C, D형 소행성을 조사하면 지구 바다의 기원에 소행성이 어떻게 관련돼 있는지 실마리를 얻을 수 있을 것이다. 이를 위해 JAXA는 2014년 하야부사 2호를 C-형 소행성인 1999 JU3를 향해 발사할 예정이다. NASA 역시 B-형 소행성인 1999 RQ6를 탐사하기 위해 탐사선 오시리스-렉스(OSIRIS-Rex)를 2016년에 발사할 예정이다. 계속 이어지는 소행성 탐사가 반가운 소식을 갖고 돌아오기를 기다려 보자.



[JAXA가 2014년 발사할 예정인 하야부사2의 상상도. 2018년 목적지에 도착해 1년 반 동안 탐사한 뒤 2020년에 돌아올 예정이다.]