{{위키데이터 속성 추적}}
{| class="wikitable" align="right"
| colspan="3" align="center"|[[파일:Mercury Sodium tail (PIA11076).jpg|250px|Sodium tail]]<br />'''수성의 대기'''<ref>[[#Killen2007|Killen]] 2007, p. 456, Table 5</ref>
|-
|종류||CD,<ref group=n>기둥 밀도</ref> cm<sup>−2</sup>||SD,<ref group=n>표면 밀도</ref> cm<sup>−3</sup>
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| [[수소]] (H)
| ~ 3 × 10<sup>9</sup>
| ~ 250
|-
| [[수소 분자]]
| < 3 × 10<sup>15</sup>
| < 1.4 × 10<sup>7</sup>
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| [[헬륨]]
| < 3 × 10<sup>11</sup>
| ~ 6 × 10<sup>3</sup>
|-
| [[산소]] 원자
| < 3 × 10<sup>11</sup>
| ~ 4 × 10<sup>4</sup>
|-
| [[산소 원자]]
| < 9 × 10<sup>14</sup>
| < 2.5 × 10<sup>7</sup>
|-
| [[나트륨]]
| ~ 2 × 10<sup>11</sup>
| 1.7–3.8 × 10<sup>4</sup>
|-
| [[칼륨]]
| ~ 2 × 10<sup>9</sup>
| ~ 400
|-
| [[칼슘]]
| ~ 1.1 × 10<sup>8</sup>
| ~ 300
|-
| [[마그네슘]]
| ~ 4 × 10<sup>10</sup>
| ~ 7.5 × 10<sup>3</sup>
|-
| [[아르곤]]
| ~ 1.3 × 10<sup>9</sup>
| < 6.6 × 10<sup>6</sup>
|-
| [[물]]
| < 1 × 10<sup>12</sup>
| < 1.5 × 10<sup>7</sup>
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|기타
|colspan="2"|[[네온]], [[규소]], [[황]], [[아르곤]],<br /> [[철]], [[이산화탄소]]
|-
|colspan="3"|{{각주|group=n|2}}
|}
'''수성의 대기'''는 매우 약하고 변화무쌍하다. [[수소]], [[헬륨]], [[산소]], [[나트륨]], [[칼슘]], [[칼륨]], [[수증기]]를 포함하고 있으며 그 대기압은 10<sup>−14</sup>[[바 (단위)|바]]이다.<ref name="NASAMWB">{{웹 인용 |title=NASA—Mercury |url=http://www.nasa.gov/worldbook/mercury_worldbook.html |accessdate=2009-09-26 |archive-date=2010-01-17 |archive-url=https://www.webcitation.org/5mq2ainKL?url=http://www.nasa.gov/worldbook/mercury_worldbook.html }}</ref>
수성의 외기권은 태양풍에서 비롯됐다. [[태양풍]]이 대기의 기체들을 행성에서 멀리 날려버렸고, 그 결과 행성 뒤쪽에 [[혜성]]의 꼬리와 비슷한 그것이 만들어졌다.

1974년 이전, 달처럼 수성에는 대기가 거의 없음에도 불구하고 짙은 대기가 존재한다는 논쟁을 벌여왔지만 1974년, [[매리너 10호]]가 수성의 옅은 대기를 관측함으로써 결론이 났다. 후에 2008년에는 [[메신저 (우주선)|메신저]]가 외부 대기에서 [[마그네슘]]을 발견했다.

== 역사 ==
수성은 태양과 가장 가깝기 때문에 관측하기 어려운 행성이다. 1639년, [[지오반니 바티스타 쥬피|쥬피]]가 수성의 상 변화를 관측했지만, 1882년까지 수성의 표면은 지도로 만들어지지 못 했다. 지상에서의 관측은 수성은 동주기 자전운동을 한다는 착각을 심어주었다.<ref>[[#Rasool1966|Rasool]] 1966, p. 566</ref>

수성 대기의 존재 가능성은 1974년, 매리너 10호가 방문하기 전까지는 논쟁거리였다.<ref name=Williams>[[#Williams1974|Williams]], 1974</ref> 한쪽은 태양과의 거리로 인한 높은 온도 때문에, 빠른 속도로 대기가 흩어진다고 주장했고,<ref name=Rasool575>[[#Rasool1966|Rasool]] 1966, pp. 575–578</ref> 다른 한쪽에서는 어두운 반구는 가스가 냉각될만큼 차가운데, 밝은 반구쪽에서 열을 전달하기 위해서는 5&nbsp;mbar의 이산화탄소 대기가 있어야 하거나 혹은 [[아르곤]]과 같이 낮은 응결 온도의 가스 대기가 있어야한다고 주장했다.<ref name=Rasool572>[[#Rasool1966|Rasool]] 1966, pp. 572–575</ref>

1960년대, 수성에는 옅은 대기가 있다는 증거들이 드러났는데, [[버나드 리오]]와 [[오두인 돌푸스]]는 [[편광 측정법]]으로 수성 표면압이 0.1–10&nbsp;mbar임을 알았다.<ref name=Rasool569>[[#Rasool1966|Rasool]] 1966, pp. 569–571</ref> 그리고 분광학의 연구로 수 메가[[바]]의 표면압과 이산화탄소로 이루어진 대기가 존재한다는 것이 드러났다.<ref name=Rasool569/> 게다가 [[마이크로파]] 영역에서의 관측으로 수성의 야간의 온도가 생각보다 높다는 것이 드러났다.<ref name=Rasool572/>

그러나 이런 증거는 후에 의문을 낳았다. 수성이 동주기 자전을 하지 않는다는 사실로는 밤에 온도가 높아지는 현상을 설명하지 못 했다.<ref name=Rasool572/> 향상된 분광학적 측정으로 수성 대기압의 상한선이 0.0001&nbsp;mbar 아래로 내려갔다.<ref>[[#Fink1974|Fink]] 1974</ref> 편광 측정법의 정확성도 의문이 제기됐다.<ref name=Rasool569/> 1974년, 수성에서는 달처럼 거의 대기가 없다고 결론이 맺어졌다. [[매리너 10호]]의 플라이바이로 아주 약한 외기권만 확인됐다.<ref name=Williams/>

== 구성 ==
수성의 외기권은 태양풍과 지각에서 비롯한 다양한 물질들로 이루어져 있다.<ref name=Killen433>[[#Killen2007|Killen]], 2007, pp. 433–434</ref>
처음 발견된 3가지 물질은 수소 원자, 헬륨, 산소 원자였는데, 이는 1974년 매리너 10호가 자외선 광도계로 검출했다. 2008년, 메신저도 수소 원자의 존재를 확인했는데 1974년, 매리너 10호가 검출한 것보다 더 많은 양이 나타났다.<ref name=McClintock2008-93>[[#McClintock2008|McClintock]] 2008, p. 93</ref> 수성 외기권의 수소와 헬륨은 태양풍에서, 산소는 지각에서 비롯된 것으로 보인다.<ref name=Killen433/>
[[파일:Ca and Mg tail of Mercury (PIA12366).jpg|섬네일|right|꼬리 속의 칼슘과 마그네슘]]
네 번째로 감지된 물질은 나트륨이었는데 1985년, 포터와 모르간이 [[프라운호퍼 선]]을 분석하면서 발견했다.<ref name=Killen434>[[#Killen2007|Killen]], 2007, pp. 434–436</ref> 나트륨의 평균 밀도는 1 × 10<sup>11</sup>&nbsp;cm<sup>−2</sup>이다. 나트륨은 극 근처에서 밝은 점의 형태로 집중적으로 발견되었다.<ref name=Killen438>[[#Killen2007|Killen]], 2007, pp. 438–442</ref> 나트륨은 황혼녘보다 새벽녘에 더 풍부하다.<ref name=Killen442>[[#Killen2007|Killen]], 2007, pp. 442–444</ref> 이 다량의 나트륨은 특정한 표면의 특징과 상관관계가 있다는 연구결과가 나왔다.<ref name=Killen434/> 나트륨이 발견되고 몇 년 후, 포터와 모르간은 [[칼륨]]도 외기권에 존재한다고 보고했다. 1998년에는 칼슘도 검출됐다.<ref name=Killen452>[[#Killen2007|Killen]], 2007, pp. 452–453</ref> 2009년 메신저가 관측한 칼슘은 적도 반대편에 집중적으로 분포되어있었다.<ref name=McClintock2009-612>[[#McClintock2009|McClintock]] 2009, p. 612–613</ref>

2008년, 메신저의 FIPS는 수성 근처에서 H<sub>2</sub>O<sup>+</sup> (이온화된 증기)와 H<sub>2</sub>S<sup>+</sup> (이온화된 [[황화 수소]])를 포함한 원자 이온을 발견했다.<ref name=planetary>{{뉴스 인용|url=http://www.planetary.org/news/2008/0703_MESSENGER_Scientists_Astonished_to.html|title=MESSENGER Scientists 'Astonished' to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere|publisher=The Planetary Society|date=2008-07-03|accessdate=2010-03-28|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080707035106/http://www.planetary.org/news/2008/0703_MESSENGER_Scientists_Astonished_to.html|archivedate=2008-07-07|url-status=live}}</ref>

그 존재비는 나트륨가 비교했을 때 각각, 0.2와 0.7이다. 또한 H<sub>3</sub>O<sup>+</sup> ([[하이드로늄 이온]])), OH ([[하이드록시기]]), O<sub>2</sub><sup>+</sup>와 Si<sup>+</sup>와 같은 이온들도 존재한다.<ref name=Zurbuchen2008-91>[[#Zurbuchen2008|Zurbuchen]] 2008, p. 91, Table 1</ref>

== 파라미터 ==
매리너 10호의 [[자외선]] 관측은 외기권 입자의 밀도를 10<sup>5</sup>개/cm<sup>3</sup>로 최댓값을 설정했다. 이는 표면압이 10<sup>−14</sup>&nbsp; (1&nbsp;[[파스칼 (단위)|nPa]]) 이하임과 일치한다.<ref name=Domingue>[[#Domingue2007|Domingue]], 2007, pp. 162–163</ref> 수성 외기권의 온도는 지리적인 위치와 물질에 따라 다르다. 외기권의 수소 원자에 있어서는 420&nbsp;K인데 이는 매리너 10호와 메신저가 얻어낸 값과 동일하다.<ref name=McClintock2008-93/> 나트륨에 있어서는 횔씬 높다. 적도 부근에서는 750–1500&nbsp;K, 극 부근에서는 1,500–3,500&nbsp;K에 이른다.<ref name=Killen436>[[#Killen2007|Killen]], 2007, pp. 436–438</ref> 일부 관측에서는 수성은 12,000-20,000&nbsp;K 가량의 칼슘 원자 코로나로 둘러싸여있음을 보였다.<ref name=Killen452/>

=== 꼬리 ===
수성은 태양과 가깝기 때문에, 지구보다 태양열이 횔씬 강하다. [[태양 복사]]는 중성 원자를 태양에서 멀리 밀쳐내어 그 결과, 수성 뒤쪽에 혜성의 꼬리와 비슷한 그것을 만든다.<ref name=McClintock2009-610>[[#McClintock2009|McClintock]] 2009, p. 610–611</ref> 꼬리의 주 구성물은 나트륨인데, 이 꼬리는 모성에서 56,000&nbsp;km 떨어져있다.<ref name=McClintock2009-610/> 나트륨 꼬리는 지름이 17,500&nbsp;km에서 20,000&nbsp;km까지 빠르게 퍼져나간다.<ref name=Killen448>[[#Killen2007|Killen]], 2007, p. 448</ref> 또한, 메신저는 2009년 꼬리에서 칼슘과 [[마그네슘]]을 발견했다.<ref name=McClintock2009-610/>

== 기원 ==
수성은 외기권은 끊임없이 우주로 탈출하고, 그 물질들이 다시 재공급되는 과정을 거친다. 수소와 헬륨의 기원은 태양풍일 것이라 추정된다. 다른 원자나 분자들은 수성의 지각이 기원일 것이라 추정된다. 수성의 궤도는 [[이심율]]이 커서, 행성에 도달하는 태양빛의 큰 변화를 초래한다. [[태양 플레어|플레어]]도 이 변화에 원인이 된다. 결과적으로 수성 외기권은 극도로 변화무쌍하다.<ref name=Killen454>[[#Killen2007|Killen]], 2007, pp. 454–504</ref>

== 같이 보기 ==
* [[수성의 자기장]]

== 각주 ==
{{각주|2}}

== 참고 자료 ==
* {{저널 인용|last=Domingue|first=Deborah L.|coauthors=Koehn, Patrick L.; Killen, Rosemary M. ''et al.''|title=Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere|year=2007|journal=Space Science Reviews|volume=131|pages=161–186|doi=10.1007/s11214-007-9260-9|ref=Domingue2007|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007SSRv..131..161D}}
* {{저널 인용|last=Fink|first=Uwe|coauthors=Larson, Harold P.; Poppen, Richard F.|title=A new upper limit for an atmosphere of CO2, CO on Mercury|year=1974|journal=The Astrophysical Journal|volume=187|pages=407–415|doi=10.1086/180075|ref=Fink1974|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ApJ...149L.137B}}
* {{저널 인용|last=Killen|first=Rosemary|coauthors=Cremonese, Gabrielle; Lammer, Helmut ''et al.''|title=Processes that Promote and Deplete the Exosphere of Mercury|year=2007|journal=Space Science Reviews|volume=132|pages=433–509|doi=10.1007/s11214-007-9232-0|ref=Killen2007|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007SSRv..132..433K}}
* {{저널 인용|last=McClintock|first=William E.|coauthors=Bradley, E. Todd; Vervack Jr., Ronald J. ''et al.''|title=Mercury’s Exosphere: Observations During MESSENGER’s First Mercury Flyby|journal=Science|year=2008|volume=321|doi=10.1126/science.1159467|pages=92–94|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Sci...321...62M|ref=McClintock2008}}
* {{저널 인용|last=McClintock|first=William E.|coauthors=Vervack Jr., Ronald J.; Bradley, E. Todd ''et al.''|title=MESSENGER Observations of Mercury’s Exosphere: Detection of Magnesium and Distribution of Constituents|journal=Science|year=2009|volume=324|doi=10.1126/science.1172525|pages=610–613|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Sci...324..610M|ref=McClintock2009}}
* {{저널 인용|last=Rasool|first=S.I.|first2=S.H.|last2=Gross|first3=W.E.|last3=McGovern|year=1966|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1966SSRv....5..565R|title=The atmosphere of Mercury|journal=Space Science Reviews|volume=5|issue=5|pages=565–584|doi=10.1007/BF00167326|ref=Rasool1966}}
* {{저널 인용|last=Williams|first=I.P.|year=1974|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974Natur.249..234W|title=Atmosphere of Mercury|journal=[[네이처]]|volume=249|page=234|doi=10.1038/249234a0|ref=Williams1974}}
* {{저널 인용|last=Zurbuchen|first=Thomas H.|coauthors=Raines, Jim M.; Gloeckler, George ''et al.''|title=MESSENGER Observations of the Composition of Mercury’s Ionized Exosphere and Plasma Environment|journal=Science|year=2008|volume=321|doi=10.1126/science.1159314|pages=90–92|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Sci...321...90Z|ref=Zurbuchen2008}}

{{수성}}
{{대기권}}

{{전거 통제}}

[[분류:수성]]
[[분류:행성의 대기]]