hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
유로파 (위성) 물리적 성질
2011년 11월, 텍사스 대학교 오스틴의 연구자들은 네이처 잡지에 논문을 발표했고, 이 논문은 혼란 지형들이 호수와 같은 물 위에 떠 있다고 시사한다. 이 호수는 얼음 밑에 있는 지하 바다와는 다른 개념이다. 호수가 존재하는지에 대한 확인은 직간접적으로 얼음층을 조사하기 위한 탐사선이 발사되어야 할 것이다.
유로파 (위성) 물리적 성질
과학자들은 액체 상태의 물이 유로파의 표면 아래에 존재할 것이라는 가설을 인정한다는 합의를 이뤘고, 그 지하 바다를 유지시키는 열기는 조석 가속에 의해서 발생한다고 추측하고 있다. 유로파의 표면 온도는 적도 부분에서 약 110 K(−160 °C)이고, 극 지방은 약 50 K(−220 °C)이며, 이 낮은 온도는 유로파의 표면을 화강암 정도의 굳기로 단단하게 유지시켜 준다. 지하 바다의 존재를 나타내는 첫 번째 단서는 조석 가열이었다. 유로파의 궤도가 미세하게나마 찌그러져 있고, 다른 갈릴레이 위성들과 궤도 공명이 일어나기 때문에 조석 가열이 일어날 수 있다. 갈릴레오 사진 분석팀은 갈릴레오와 보이저 탐사선의 사진을 근거로 지하 바다의 존재를 주장하였다. 가장 극적인 예시는 혼란 지형이다. 혼란 지형을 지하 바다의 물이 얼음 지각을 뚫고 나와서 얼어붙은, 유로파에서 일반적인 지형이라고 해석하기도 하는데, 이 해석은 논쟁의 여지가 충분하다. 일반적으로 유로파에 대해 연구하는 행성 지질학자들은 두꺼운 얼음 이론(Thick Ice model)을 선호하는데, 이 이론에서는 직접 표면과 상호작용할 수 있는 지하 바다는 거의 존재하지 않는다. 얼음 지각의 두께를 추측한 이론들은 몇 킬로미터에서 수십 킬로미터 사이의 각각 다른 값을 산출해 낸다.
유로파 (위성) 물리적 성질
두꺼운 얼음 이론을 증명하는 최고의 증거는 유로파의 대형 충돌구들이다. 가장 큰 충돌구는 동심형 모양이며, 상대적으로 평평하고, "신선한" 얼음으로 이루어져 있다. 이러한 시각적 관찰과 조석 가열로 얻어지는 열의 값을 수학적으로 계산하면, 얼음 지각의 깊이는 "따뜻한 얼음 층"을 포함하여 10~30 km 정도로 추측되고, 이는 지하 바다의 깊이가 약 100 km 정도 될 수 있다는 것을 의미한다. 만약 이 계산이 맞다면, 유로파의 바다는 부피가 3 × 1018 m3가 되고, 지구의 바다보다 약 2배 정도 큰 바다가 유로파에 있을 것이다.
유로파 (위성) 물리적 성질
얇은 얼음 이론(Thin Ice model)은 유로파의 얼음 지각이 기껏해야 몇 킬로미터밖에 되지 않을 것이라고 예측한다. 그러나 대부분의 행성 지질학자들은 이 이론이 목성의 조석력을 지각의 맨 윗층에서만 계산했다고 얘기한다. 일례로 굴곡 분석이 있는데, 이는 유로파의 표면을 평면이나 구로 계산하여 무게를 줌에 따라, 탄성력이 생겨 굴곡이 생겨나는 현상을 분석하는 것이다. 얇은 얼음 이론은 표면에서 굴곡이 일어나는 부분이 200 m 정도로 얇다고 예상한다. 만약 정말 유로파의 얼음 지각이 몇 킬로미터밖에 되지 않는다면, 얇은 얼음 이론은 지하의 액체가 표면과 주기적으로 접촉하여 혼란 지형의 생성을 유발하고, 표면의 선들을 생겨나게 할 수 있다고 예측한다.
유로파 (위성) 물리적 성질
2008년 후반, 매우 조금이나마 찌그러진 유로파의 궤도와 목성의 조석력 때문에 목성이 유로파의 지하 바다를 따뜻하게 유지해 줄 수 있다는 이론이 제기되었다. 이전에 고려되지 않았던 조석력 변수는 로스비 파동이라고 불리는 현상을 일으키는데, 이 파동은 하루에 몇 킬로미터밖에 퍼지지 않을 정도로 매우 천천히 움직이지만 큰 운동 에너지를 만들어낸다. 현재 추정된 유로파의 자전축 기울기인 0.1도를 이용해 계산하면, 로스비 파동은 7.3×10^17 줄의 에너지를 지녔을 것이고, 이전의 조석력 파동보다 약 2천 배 정도 크다. 이 에너지는 유로파의 바다를 유지시키는 주요 열원으로 추측된다.
유로파 (위성) 물리적 성질
갈릴레오 탐사선은 유로파가 목성의 자기장이 살짝 변형된 형태인 자기 모멘트를 가지고 있음을 발견했다. 적도 부근에서의 자기장의 세기(약 120 nT)는 가니메데의 6분의 1 정도이고, 칼리스토의 6배 정도이다. 이렇게 자기장이 생겨나려면 유로파의 내부에 높은 전도성을 지닌 물질이 있어야 함을 나타낸다. 보이저 탐사 이후로, 과학자들은 이 물질의 정체를 알아내기 위해 노력했다. 이 물질의 정체에 관한 가장 가능성 있는 가설은 염류가 있는 거대한 지하 바다가 자기장을 전도시킨다는 추측이다. 유로파의 표면을 관찰했을 때 어둡고 붉은 유로파의 줄무늬들은 여러 "오염물"이 모여 있는 것처럼 보이는데, 이는 황산 마그네슘과 같은 염류가 풍부한 물이 증발되어 남은 염류가 표면에 퇴적되었다고 추측된다. 황산 수화물이 염류의 정체라는 가설도 있다. 다른 가설은 이러한 물질은 순수한 상태일 때는 흰색이거나 무색이기 때문에 표면의 붉은 색은 나타날 수 없고, 따라서 표면의 물질은 황 화합물이라고 주장한다.
유로파 (위성) 물리적 성질
허블 우주 망원경은 2012년 유로파의 남극 부근에서 분출하는, 물 화산으로 보이는 사진을 촬영하였다. 이 사진을 통해 유로파가 주기적으로, 에베레스트산보다 20배가량 높은, 200 km 높이의 물 기둥을 뿜어낸다는 가능성이 제기되었다. 이 물 기둥들은 유로파가 목성으로부터 받는 기조력을 계산한 이론과 일치한다. 허블 우주 망원경은 이에 대해 2016년 9월 추가적인 이미지 자료를 얻어냈다.
유로파가 받는 기조력은 달이 지구에 주는 영향보다 1000배 더 강하다. 유로파의 물질 분출 속도는 7000 kg/s로 추정된다. 태양계에서 물 기둥을 분출하는 다른 유일한 위성은 엔셀라두스밖에 없으며, 엔셀라두스의 분출 속도는 200 kg/s이다.
1995년 허블 우주 망원경에 실려 있는 고다드 고해상도 분광기를 사용한 관측에서, 유로파가 산소 분자(O2)로 이루어져 있는 아주 옅은 대기를 가지고 있다는 것이 밝혀졌다. 유로파 표면에서의 대기압은 0.1 μPa로, 이는 지구 대기의 10−12배 정도이다. 유로파의 전리층은 목성의 자기권에서 오는 방사선과 태양 방사선이 모여 만들어졌다고 생각된다. 1997년 갈릴레오 탐사선은 유로파에서 전리층의 존재를 확인했고, 대기권의 존재에 대한 증거를 보여주었다.
지구의 대기권과는 다르게, 유로파의 대기권은 생물학적으로 생겨난 것이 아니라 분자들이 방사선 분해가 되어 생성되었다. 태양에서 오는 자외선과 목성의 자기권에서 오는 대전 입자(이온이나 전자)가 유로파의 물 분자를 때려, 수소와 산소로 나눠 대기 중으로 스퍼터링되거나 흡수되게 만든다. 같은 방사선이 이 흡수된 물질들을 때어내고, 두 작용이 알맞게 균형을 이루는 대기권을 만들어낸다. 산소 분자는 수명이 길기 때문에 대기의 주요 구성 성분이 된다. 왜냐하면 산소 분자와 같은 물질들이 표면으로 돌아가면 물이나 과산화수소와 같은 분자로 만들어지는 것이 아니라 빠져나와 다른 작용을 시작하기 때문이다. 수소 분자는 가볍기 때문에 유로파의 중력에서 벗어나기 쉽고, 다시는 표면으로 돌아가지 못한다.
표면을 관찰한 결과 방사선 분해에 의해서 생겨나는 산소 중 일부는 표면을 떠나지 않는다고 밝혀졌다. 표면이 지하 바다와 상호작용을 할 수 있기 때문에(기타 지질 구조 문단을 참조), 산소 분자는 밑쪽의 바다와 상호작용하여 생물학적 작용에 도움을 줄 수도 있다. 어떤 가설은 유로파의 표면 중 가장 오래된 표면에서 이 순환률을 측정했다. 방사선 분해에 의해 생성되어 흡수된 산소가 지하 바다에서 생명 활동에 지장이 없을 정도로 산소 농도를 높이며 거의 모든 생물이 산소 부족 없이 생활할 수 있다고 추측된다. 이 산소 농도는 지구의 깊은 바다 정도의 수준이라고 여겨진다.
산소 원자나 분자와 함께 유로파의 중력을 탈출한 수소 분자는 유로파의 궤도 부근에 가스 원반을 형성한다. 이 중성 구름은 카시니와 갈릴레오에 의해 감지되었으며, 목성의 내부 위성인 이오 주위에 있는 황산 구름보다 더 크다. 이론은 결국 유로파의 모든 분자가 목성의 궤도로 빠져나와 이온화될 것으로 예상하고 있다.
유로파 (위성) 탐사
유로파 탐사는 1973년과 1974년에 각각 파이어니어 10호와 파이어니어 11호가 목성을 지나쳐 가면서 시작되었다. 최초로 찍힌 사진은 이후에 찍힌 사진들보다는 해상도가 좋지 않았다.
두 개의 보이저 탐사선은 목성계를 통과하면서 유로파의 얼음 표면을 보여주는 사진을 보내왔다. 이 사진은 많은 과학자들이 얼음 아래에 바다가 존재할지도 모른다고 추측하기 시작하는 계기가 되었다.
갈릴레오 탐사선은 목성 주위를 도는 8년간의 임무를 1995년에 시작해 2003년에 마쳤고, 갈릴레이 위성의 상세한 사진을 보내왔다. 특히 유로파를 많이 탐사하였었기 때문에, "갈릴레오 유로파 임무" 라고도 불렸다.
뉴 허라이즌스 탐사선은 명왕성으로 가는 도중 목성을 지나치며 유로파의 사진을 보내왔다.
유로파 (위성) 탐사
외계 생물이 존재할지도 모른다는 생각은 외계 생물의 존재에 관한 많은 데이터를 얻기 위한 탐사 계획을 만들어냈다. 이러한 탐사 계획들의 공통적인 목적은 유로파의 화학 성분을 검사하여 지하 바다에 생명체가 있는지를 알아낸다는 것이다. 유로파에 보낼 탐사선은 탐사선 주변과 목성 주변의 엄청난 방사선을 견딜 수 있게 설계되어야 한다. 유로파는 하루에 5.40 시버트만큼의 방사능을 받기 때문이다.
2011년, 유로파 탐사 계획이 행성 과학 규모 과학적 조사 연구회에서 추진되었다. 2011년 연구회는 미국 항공우주국(NASA)에 유로파 클리퍼와 유로파 궤도선 계획을 포함해서, 유로파 탐사 연구를 의뢰했다. 궤도선은 지하 바다에 대한 연구를 주로 하고, 근접 통과 탐사선(클리퍼)는 화학 물질 분석과 에너지 연구를 주로 한다. 2014년 1월 13일에 미국 하원 세출위원회는 유로파 탐사 계획 연구에 8천만 달러의 자금을 지원하는 새로운 법안을 발표했다.
유로파 (위성) 탐사
유로파 클리퍼 — 2013년 7월 유로파 클리퍼의 새 계획안은 제트 추진 연구소와 응용 물리 연구소에 의해 발표되었다. 유로파 클리퍼의 발사 목적은 외계 생명체가 유로파에 존재할 가능성을 탐구하고, 미래의 유로파 착륙선이 착륙할 적당한 지점을 탐색하는 것이다. 유로파 클리퍼 탐사선은 유로파 궤도를 돌지는 않지만, 유로파를 약 45번 정도 스쳐 지나간다. 2015년 5월, NASA는 유로파 클리퍼 계획이 승인되었다고 발표했고, 탐사선이 탑재할 장비를 공개하였다. 탐사선은 얼음을 관통하는 레이다, 단파 적외선 분광계, 지형 사진기와 이온 중성 질량 분석계, 열 감지기와 같은 9개의 장비가 실릴 예정이다. 프로젝트는 원래 "유로파 다중 근접통과 임무"라는 임시 명칭으로 시작되었지만, 중도에 "유로파 클리퍼"로 바뀌었다.
유로파 (위성) 탐사
2000년대 초반, 주요 외행성 탐사 계획에 따라 목성의 얼음 위성들에 탐사선을 보내기 위해 계획이 세워졌다. 미국 항공우주국이 주도하는 목성 유로파 궤도선과 유럽우주국이 주도하는 목성 가니메데 궤도선을 합쳐 유로파 목성계 임무라고 이름붙였고, 2020년에 발사하기로 계획되었었다. 2009년에는 유로파 목성계 임무가 타이탄 토성계 임무보다 우선권이 앞서게 되었다. 또한 다른 계획들과의 자금 경쟁에 시달렸다. 일본 우주항공연구개발기구는 목성 자기권 궤도선을 추진했다. 러시아는 국제적인 노력 끝에 유로파 착륙선에 관심을 표명했으며, 이 탐사선은 유로파의 행성 거주가능성을 판단하고 얼음 껍질 아래에 바다가 있는지 알아내어 유로파가 우주생물학적 가치가 있는지 평가하는 것이 주요 목적이었다. 하지만 전체적으로 2010년대 초반에 모든 계획이 취소되거나 축소되었다.
유로파 (위성) 탐사
조비안 유로파 궤도선은 유럽우주국이 2007년에 발사하기로 계획하였던 탐사선이다. 다른 탐사 계획은 아이스 클리퍼(Ice Clipper)라고 하였는데, 탐사선을 딥 임팩트와 비슷한 방식으로 유로파의 표면에 충돌시킨 후, 물질을 분출시켜 그 물질을 분석하는 계획이었다.
목성 얼음 위성 궤도선은 핵 엔진과 이온 엔진을 사용하기로 계획되었었던, 2006년에 계획이 취소된 목성 탐사선이다. 목성 얼음 위성 궤도선은 프로메테우스 계획의 일부였다. 유로파 착륙선은 목성 얼음 위성 궤도선에 실려 가기로 계획되었던 원자력 탐사선이었다. 또한 지구에 통신을 중계할 작은 위성도 같이 딸려갈 것으로 계획되었었다.
유로파 궤도선은 1999년에 추진되었지만 2002년에 취소되었다. 발사 목적은 바다의 범위와 내부와의 상호작용을 밝혀내는 것이었다. 장비에는 무선 장비, 레이저 고도계, 자력계, 랭뮤어 탐침과 지도 작성용 카메라가 실릴 예정이었다. 이 궤도선은 레이다를 사용해 표면을 분석할 계획이었다.
다른 계획들은 표면 가까이에서 생물학적 활동이 있을 것이라고 예상해, 충돌시키거나 드릴로 뚫어 탐사하는 방식이다.
2001년에 제안된 또 다른 탐사 계획은 원자력을 사용해서 얼음을 녹이는 커다란 "용융 탐사정"(크리오봇)을 사용하여 탐사하는 계획이다. 탐사선이 얼음을 뚫어 지하 바다에 도착하면, 수중 탐사선 하이드로봇을 물 속으로 집어넣어 정보를 지구로 보낸다는 계획이다. 크리오봇과 하이드로봇 둘 다 지하 바다의 오염을 방지하고, 유로파의 원시 생명체 대신 지구의 생명체가 탐사 도중 감지되어 혼란을 주는 것을 막기 위해 강력한 멸균 처리를 받아야 할 것이다. 이러한 계획은 아직 중요하게 검토되지는 않았다.
유로파 (위성) 외계 생명체 존재 가능성
현재까지 유로파에 생명체가 존재한다는 직접적인 증거는 없지만, 유로파는 잠재적인 거주 가능성이 높고 외계 생명체가 있을 수 있는 곳이라는 점에서 태양계에서 생명체가 존재하기 좋은 위치 중 하나로 뽑히고 있다. 유로파에 생명체가 존재한다면, 생명체는 얼음 밑의 바다에 존재하는 열수분출공과 비슷한 환경 주변에서 존재할 것이라고 추측되고 있다. 생명체는 지구의 심해에 존재하는 미생물과 비슷할 것이라고 예상된다. 유로파는 지구로부터 너무 멀어 생명체가 존재한다는 직접적인 증거는 없지만, 우주 탐사선들은 유로파에 액체 상태의 물이 존재할 가능성을 시사하는 자료들을 보내왔다.
1970년대까지만 해도, 생명체는 태양에서 오는 에너지에만 의존할 것으로 생각되었다. 지구에서는 태양의 빛이 지표면에 잡혀서 식물이 광합성을 통해 이산화탄소와 물로부터 산소를 생산하고, 산소는 동물에 의해 소비되며 광합성으로 생산된 에너지는 먹이 사슬을 통해 전달된다. 심해의 생물들은 투광층으로부터 너무 멀기 때문에, 밑에서 내려오는 영양분과 동물 시체를 먹고 산다. 이처럼 생물이 살 수 있는 환경의 기준은 직사광선이 비추어야 한다고만 생각하였다.
유로파 (위성) 외계 생명체 존재 가능성
그러나 1977년, 탐사용 잠수정 DSV 앨빈이 갈라파고스 단층에서 탐사를 진행하던 중, 과학자들은 갈라파고스민고삐수염벌레, 조개, 갑각류, 담치류와 같은 생물들의 서식지를 발견했고, 이 서식지들은 열수분출공 주변에 분포하고 있었다. 이 생물들은 햇빛에 전혀 의존하지 않고, 독자적인 먹이 사슬을 가지고 있음도 곧 밝혀졌다. 식물을 대신해서 먹이 사슬의 맨 밑을 이루고 있던 생물은 수소나 황화 수소와 같이 지구 내부에서 올라오는 화학 물질에서 에너지를 얻는 세균이었다. 이렇게 태양에 전혀 의존하지 않고 화학합성을 통해 에너지를 얻는 생물이 발견됨에 따라 생물학 연구에 혁명을 가져왔다. 이러한 생물은 단지 물과 에너지가 될 화학 물질만을 필요로 했다. 또한 이 발견은 외계 생명이 존재할 가능성을 증가시켜 우주생물학의 새로운 길을 열었다.
유로파 (위성) 외계 생명체 존재 가능성
수염벌레와 같은 다른 다세포 진핵생물은 세포 호흡을 하면서 산소를 사용하기 때문에 간접적으로나마 광합성에 의존하고 있고, 이러한 생태계에 서식하는 혐기성 생물과 고균이 바로 유로파의 바다에서 살 수 있으리라 추정되는 생물종이다. 유로파의 지질 활동을 일으키는 원동력은 목성과의 기조력이고, 이 영향은 자매 위성인 이오에서 조금 더 선명하게 나타난다. 유로파는 지구처럼 내부의 방사성 붕괴에서 열원을 얻기도 하지만, 기조력으로 발생되는 에너지가 수십 배 정도 더 크다. 그러나 이러한 에너지원은 지구 표면에서 일어나는 광합성 기반 생태계처럼 크고 다양성이 높은 생태계가 생겨나지 못할 수도 있다. 유로파의 생명체는 지구의 암석균이 서식하는 장소처럼 바다의 밑바닥이나 밑바닥에 있는 열수 분출공에서 서식할 것이라고 추측되며, 지구의 극지방에 사는 조류나 박테리아처럼 유로파의 얼음 지각 하부에 붙어 존재하거나, 아에 바다를 떠다닐 가능성도 있다. 하지만 유로파의 바다가 너무 차갑다면 지구에서처럼 생물학적 작용이 일어나지 못할 것이다. 마찬가지로 너무 염분기가 높다면, 극단적인 호염균만 이 바다에서 살아남을 수 있으리라 추측된다.
유로파 (위성) 외계 생명체 존재 가능성
2009년 9월, 행성 과학자 리처드 그린버그는 우주선이 유로파의 표면에 충돌하면서 유로파의 얼음에서 산소를 떼어내 산소 분자 상태(O2)로 만들고, 이렇게 생겨난 얼음의 빈 자리를 채우기 위해 지하 바다에서 물이 올라온다고 주장하였다. 그린버그는 이 과정을 통해 유로파의 바다가 불과 몇만 년밖에 들이지 않고도 지구의 바다보다 산소 농도가 더 높아질 수 있다고 주장하고 있다. 이 과정은 유로파의 바다에서, 예컨데 생선 등 "거대한" 호기성 생물이 살 수 있도록 해 준다.
2006년, 콜로라도 대학교 볼더 대기 및 우주 물리 연구소의 부교수인 로버트 T. 파팔라도는 유로파의 생명체 존재 가능성에 대해 다음과 같이 말했다.
저희는 한때 화성에 생물이 살 수 있는지를 이해하려고 많은 시간과 노력을 들였습니다. 오늘날 유로파 또한 그러한 장소입니다. 우리는 이 점을 확인해 보아야 합니다 ... 하지만 유로파는 잠재적으로 생명체에 필요한 모든 물질을 가지고 있습니다 ... 몇십억 년 전 이야기가 아니라, 지금 이 순간을 이야기하는 것입니다 ...
유로파 (위성) 외계 생명체 존재 가능성
2011년 11월, 한 연구팀은 "네이처" 지에 유로파의 거대한 바다와 얕은 호수가 얼음 지각에 둘러싸여 완전히 단절된 상태라는 것을 증명하는 증거들을 제시했다. 만약 이 점이 확인된다면, 호수 또한 생명이 살 수 있는 잠재적인 장소 중 하나가 될 수 있다.
2013년 3월 발표된 논문은 과산화 수소가 유로파 표면 대부분에 걸쳐서 풍부할 것이라고 추측했다. 논문 저자는 만약 유로파의 바다에 생명체가 존재하고 과산화 수소가 지하 바다로 들어가 섞인다면, 단순한 형태를 띠고 있는 생명체의 중요한 에너지원이 될 수 있다고 주장했다. 과학자들은 과산화 수소가 물과 섞일 때는 산소로 붕괴하기 때문에 지하 바다의 생명체들에게 중요한 요소하고 생각한다.
2013년 12월 11일, NASA는 유기 물질과 관계가 있는 점토 광물(층상 규산염)이 유로파의 표면에서 검출되었다고 발표했다. 과학자에 따라, 이 점토 광물은 소행성이나 혜성과의 충돌로 인해 생겨난 것이라고 보기도 한다.
지구에서 소행성 충돌과 같은 원인으로 지구의 생명체가 우주로 튕겨져 나가, 유로파에 도착하였다는 가설도 있다. 이 가설은 배종발달설과 유사하다.
목성
목성(木星, 영어: Jupiter)은 태양계의 다섯 번째 행성이자 가장 큰 행성이다. 태양 질량의 약 1,000분의 1배에 달하는 거대 행성으로, 태양계에 있는 다른 모든 행성들을 합한 질량의 약 2.5배에 이른다. 목성은 토성과 마찬가지로 가스 행성이다(천왕성과 해왕성은 거대 얼음 행성). 목성은 고대 천문학자들에게도 잘 알려져 있었는데, 로마인들은 목성에 로마 신화의 신인 유피테르의 이름을 붙였다. 동양에서 목성의 명칭은 오행 중 하나인 나무(木)에서 유래되었다. 신화에서는 세성(歲星)이라고도 불렀다. 목성은 지구에서 봤을 때 겉보기 등급이 -2.94에 이르기 때문에, 반사광이 그림자를 형성하기에 충분할 정도로 밝다. 그래서 목성은 밤하늘에서 평균적으로 달과 금성 다음, 즉 세번째로 가장 밝은 천체에 해당한다.
목성
목성은 주로 수소로 이루어져 있다. 헬륨은 목성을 이루는 전체 분자 개수의 10분의 1 정도 만을 차지하지만 목성의 질량의 4분의 1을 차지한다. 그리고 목성은 중원소로 이루어진 암석형 핵을 가지고 있으며, 다른 거대 행성들과 같이 뚜렷한 고체 표면이 없다. 빠른 자전으로 인해서 행성의 모양은 편구(적도의 팽대부가 약간 눈에 띄는) 모양이다. 외곽 대기는 위도에 따라 몇 가지의 띠들로 눈에 띄게 구분되는데, 서로 상호 작용하는 경계선을 따라 발생하는 난류와 폭풍에 의한 것이다. 그로 인해 발생한 유명한 결과물로는 대적점이 있는데, 대적점은 적어도 망원경을 통해 최초로 관측된 17세기부터 존재한 거대한 폭풍이다. 목성의 주변은 희미한 고리계와 강력한 자기권이 있다. 목성은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이가 발견한 가장 큰 네 개의 갈릴레이 위성을 포함하여 적어도 79개의 위성을 가지고 있다. 이들 중 가장 큰 가니메데의 직경은 행성인 수성의 직경보다도 크다.
목성은 여러 시기에 무인 탐사선을 통해 탐사되어 왔다. 그 중 플라이 바이 임무 기간 동안의 초기의 파이오니어 및 보이저와 이후의 갈릴레오 궤도 탐사선이 가장 유명하다. 2007년 2월 말에 뉴호라이즌스가 목성의 중력을 이용하여 가속하고 궤적을 명왕성으로 변경하였다. 목성을 가장 최근에 탐사한 탐사선은 2016년 7월 4일에 목성에 도달한 주노이다. 차후의 목성계 탐사 대상은 유로파의 표면 아래에 있을 액체 바다일 것이다.
목성 형성 및 궤도전이
지구와 그 주변의 행성들은 목성과 충돌로 인해 파괴된 태양 근처의 슈퍼 지구들의 잔재로부터 형성되었다. 과학자들이 대전이 가설(Grand Tack Hypothesis)이라고 부르는 가설에 따르면 목성이 태양계 안쪽으로 침투하면서 중력에 의한 잡아당김과 끌기로 인해 슈퍼 지구들의 궤도가 겹쳐지기 시작하면서 이들 사이에서 여러 충돌이 발생하였다.
천문학자들은 여러 개의 행성으로 이루어진 약 500개의 행성계를 발견하였으며, 이러한 계들은 주로 지구보다 수 배 이상 큰 질량의 행성(슈퍼 지구)을 하나 이상 포함하며, 수성보다 더 가까운 거리에서 모성의 주변을 공전하고 있다. 목성과 같은 거대 기체 행성 또한 종종 모성과 가까이서 발견된다.
목성이 태양계 안쪽에서 튕겨져 나오면서 지구를 포함한 내행성들이 형성될 수 있었다.
목성 구조
목성은 주로 기체 및 액체 물질로 이루어져 있다. 목성의 직경은 적도에서 142,984 km (88,846 mi)이다. 밀도는 1.326 g/cm3으로, 태양계의 거대 행성 중에서 가장 크지만 지구형 행성의 밀도보다는 낮다.
목성 조성
목성의 상층부 대기는 약 88 ~ 92%의 수소와 8 ~ 12%의 헬륨으로 이루어져 있다. 참고로 이는 개수 밀도 조성비인데, 헬륨 원자가 수소 원자보다 네 배나 무겁기 때문에 질량비로 조성을 기술할 때 다른 원자에 의해서 조성이 바뀌기 때문이다. 질량에 따른 목성의 대기는 약 75%의 수소와 24%의 헬륨으로 구성되어 있으며, 나머지 일 퍼센트만이 다른 원소들로 이루어져 있다. 목성의 내부는 밀한 물질들로 이루어져 있는데, 그 질량의 대략 71%가 수소, 24%가 헬륨, 5%가 다른 원소들로 이루어져 있다. 목성의 대기는 미량의 메테인, 수증기, 암모니아, 규소 화합물을 포함하며, 또한 미량의 탄소, 에테인, 황화수소, 네온, 산소, 포스핀, 황 등으로 이루어져 있기도 하다. 대기의 최외곽층은 얼음 암모니아 결정을 포함한다. 적외선 및 자외선 분석을 통해서는 미량의 벤젠과 탄화수소들이 발견되기도 한다.
목성 조성
대기의 수소 및 헬륨의 비율은 원시태양 성운의 이론적인 조성과 가깝다. 상층부 대기의 네온은 질량비로 단 20 ppm을 차지하는데, 이는 태양의 10분의 1 정도다. 헬륨 또한 태양의 헬륨 조성의 약 80% 정도로 감소하였는데, 이러한 감소는 행성 내부로 원소들이 침전된 결과이다.
분광학에 따르면 토성은 목성의 조성과 유사할 것으로 여겨지지만, 천왕성과 해왕성은 수소와 헬륨이 상대적으로 훨씬 적다.
목성 조성
목성의 질량은 태양계의 다른 모든 행성을 합한 질량의 2.5 배로, 태양과 목성의 무게 중심이 태양의 중심으로부터 1.068 태양 반지름, 즉 태양의 표면 위에 자리잡게 만들 만큼 매우 무겁다. 목성은 크기가 지구보다 훨씬 크지만 밀도는 상당히 낮다. 목성의 부피는 지구의 약 1,321 배이지만 질량은 지구보다 단 318 배 밖에 크지 않기 때문이다. 목성의 반지름은 태양의 반지름의 약 1/10 배이며, 그 질량은 태양의 질량의 0.001 배이다. 따라서 두 천체의 밀도는 비슷하다. 목성의 질량(MJ 또는 Mjup)은 다른 천체, 특히 외계행성과 갈색왜성의 질량을 기술할 때 종종 사용된다. 예를 들면 외계행성 HD 209458 b의 질량은 0.69 MJ이며, 안드로메다자리 카파 b의 질량은 12.8 MJ이다.
목성 조성
여러 이론 모형들은 목성이 현재보다 훨씬 더 무거웠다면 그 크기가 줄어들었을 것임을 시사한다. 질량의 작은 변화에 대해서 반지름은 눈에 띄게 변화하지 않지만, 약 500 M🜨(1.6 목성질량) 이상에서는 압력의 증가에 따라 내부가 매우 크게 압축되면서 질량의 크기는 증가한데 비해 행성의 부피는 감소하게 된다. 결과적으로, 목성은 지난 역사와 조성을 통해 그만한 질량을 가졌기 때문에 직경이 큰 것으로 여겨진다. 만약 질량을 끌어모으면서 수축하는 과정이 계속해서 진행된다면, 핵융합이 발생하여 약 50 목성 질량에서 고질량 갈색왜성이 된다.
목성이 수소 핵융합을 하여 별이 되기 위해서는 75 배나 더 무거워야 하지만, 가장 작은 적색왜성은 목성의 반지름의 약 30 퍼센트 밖에 크지 않다. 이에 불구하고 목성은 태양으로부터 받는 열보다 더 많은 열을 복사하고 있다. 내부에 만들어진 열량은 목성이 받는 태양 복사 에너지와 맞먹는다. 이런 열은 수축을 통한 켈빈-헬름홀츠 기작에 의해 발생한 것이다. 이 과정으로 목성은 연간 약 2 센티 미터씩 수축한다. 처음 형성되었을 때 목성은 더 뜨거웠고 현재 지름의 두 배 정도로 컸을 것이다.
목성 조성
목성은 여러 원소들이 혼합된 고밀도의 핵과 그 주변의 액상 금속성 수소층, 대부분 수소 분자로 구성된 외곽층으로 이루어진 것으로 여겨진다. 이런 구조에 관해 더 상세한 내용은 아직 까지도 상당한 불확실성이 존재한다. 핵은 보통 암석형으로 기술되지만, 상세한 조성은 그 깊이의 온도 및 압력에서 물질의 특성을 알 수 없기 때문에 불명이다. 1997년, 핵의 존재가 여러 중력 측량을 통해 주장 되었는데, 그 질량은 지구의 질량의 약 12~45 배 또는 목성의 총 질량의 대략 4~14 %이다. 핵의 존재는 최소한 목성의 역사 부문에서 행성의 형성 모형을 통해 제기되는데, 모형에서 원시태양 성운으로부터 대량의 수소와 헬륨을 끌어모을 정도로 무거운 암석형 또는 얼음형 핵의 형성이 요구되기 때문이다. 핵이 존재한다고 가정하면, 용융 상태의 핵은 그와 혼합된 뜨거운 액상 금속성 수소의 대류로 인해 수축하며 행성 내부에서 높은 수준의 구조를 지니게 된다. 여러 중력 측량들이 전반적으로 그 가능성을 배제할 만큼 정밀하지 않기 때문에 핵에 관해서는 지금도 전적으로 불명이다.
이런 모형의 불확실성은 지금까지 측정된 변수들의 오차와 상관있다. 회전 계수 중 하나(J6)는 행성의 중력 모멘트, 적도 반경, 1 바의 압력 에서의 온도를 기술하는데 사용된다. 2016년 7월에 목성에 도달할 것으로 예정된 주노의 임무로 핵에 관한 더 나은 모형을 위해 이러한 변수들의 값은 정밀하게 제한될 것이다.
핵 영역은 밀한 금속성 수소로 둘러싸여 있는데, 이 층은 목성의 반지름의 약 78%까지 뻗어 있다. 비와 유사한 헬륨 및 네온 액적이 이 층을 통해 쏟아지면서 상층부 대기에서 이러한 원소의 양이 감소하였을 것이다.
금속성 수소층 위에는 수소로 이루어진 투명한 안쪽 대기가 자리잡고 있다. 이 깊이에서의 온도는 수소에 대해 단 33 K인 임계온도 이상이다. 이 상태에서 액체 및 기체의 상은 구별할 수 없다. 때문에 여기서 수소는 초임계 유체 상태에 있다고 일컫는다. 수소는 구름층에서 약 1,000 km 아래까지 뻗어 있는 상층부에서는 기체로 취급되고, 그보다 아래에 있는 층에서는 액체로 취급된다. 물리학적으로 그 경계는 명확하지 않다. 기체는 하강하면서 매끄럽게 뜨거워지고 밀해지기 때문이다.
목성 내부의 온도와 압력은 켈빈-헬름홀츠 기작으로 인해 핵쪽으로 급격하게 증가한다. 10 바 수준의 "표면" 압력에서, 온도는 약 340 K이다. 수소가 임계점 이상으로 가열되어 금속성을 띠게 되는 상전이 영역의 온도는 10,000 K이며 압력은 200 GPa로 추정된다. 핵의 경계에서의 온도는 36,000 K, 압력은 대략 3,000~4,500 GPa로 추정된다.
목성 대기
목성은 고도가 5,000 km 이상에 이르는 태양계에서 가장 큰 행성 대기를 가지고 있다. 지표면이 없기 때문에, 대기의 시작점은 주로 대기압이 1 MPa (10 바), 또는 지구의 표면 압력의 열 배에 해당하는 지점으로 간주된다.
목성은 암모니아 결정 및 아마 황화 수소 암모늄으로 구성된 구름에 영구적으로 뒤덮혀 있다. 이 구름들은 대류 권계면에 위치해 있으며 열대 지역으로 알려진 서로 다른 위도에 있는 띠들에 따라 배열된다. 이들은 밝은 색조의 대(zone)와 어두운 색조의 띠(belt)로 나뉜다. 이들의 충돌 순환 패턴의 상호작용으로 폭풍과 난류가 유발된다. 국지 제트(zonal jet)에서는 풍속 100 m/s (360 km/h)의 바람이 흔하게 발생한다. 대는 폭과 색깔, 색의 강도가 해마다 변하는 것으로 관측되어 왔는데, 과학자들이 이를 확인하기에 충분할 정도로 안정적으로 남아있다.
목성 대기
구름층은 약 50 km의 두께를 가지며, 두껍고 낮은 층과 얇고 깔끔한 영역, 최소한 두 개의 구름층으로 이루어져 있다. 또한 암모니아층 아래에는 얇은 H2O 구름층이 있을 것으로 여겨지는데, 목성의 대기에서 감지된 번개의 섬광을 통해 추측된 것이다. 번개가 발생하기 위해서는 물의 극성으로 인해 전하 분리가 일어나야하기 때문이다. 이들의 방전은 지구에서 발생하는 번개의 수천 배에 이를 정도로 강력하다. 물구름은 내부에서 가열된 열을 통해 뇌우를 일으킬 수 있다.
목성의 구름에서 띠는 오랜지 및 갈색은 용승하는 화합물이 태양의 자외선에 노출되어 변색 되면서 발생한 것이다. 정확한 성질에 관해서는 아직까지 불확실하지만 이들의 실체는 인, 황 또는 아마 탄화수소일 것으로 여겨진다. 발색단으로 알려져 있는 이러한 다채로운 화합물들은 따뜻한 낮은쪽의 구름층과 섞이게 된다. 대는 상승 대류 세포가 암모니아를 결정화하여 낮은 구름층을 가리게 만들 때 형성된다.
목성의 낮은 자전축 경사는 극지역이 적도 지역보다 적은 태양 복사를 일관적 으로 받고 있음을 의미한다. 행성 내부의 대류는 더 많은 에너지를 극지역으로 수송하여 구름층의 온도 불균형을 해소하게 만든다.
목성 대기
목성의 가장 유명한 특징은 대적점이다. 대적점은 오랫동안 유지되고 있는 고기압성 폭풍으로, 적도를 기준으로 남위 22˚에 위치해 있으며 지구보다 더 크다. 대적점은 최소한 1831년, 또는 1665년 이후부터 존재해왔다. 허블 우주 망원경이 여러 차례 촬영한 사진에서는 대적점과 인접해 있는 두 개의 "적점"(red spot)이 드러나기도 했다. 대적점은 12 cm 이상 구경의 지상 망원경을 통해서 볼 수 있을 만큼 크다, 여러 수학적 모형들은 이 폭풍은 안정적으로 목성의 영구적인 특징일 것이라고 시사한다.
달걀 모양의 폭풍인 대적점은 약 6일 주기로 반시계 방향으로 회전한다. 대적점의 크기는 24~40,000 km × 12~14,000 km로, 지구를 둘 또는 세 개나 품을 수 있을 정도이다. 이 폭풍의 최대 고도는 주변의 구름 꼭대기에 대해서 약 8 km이다.
목성 대기
대적점과 같은 폭풍(oval)들은 거대 행성의 난류성 대기에서 흔히 발생한다. 목성 또한 이름이 붙여지지 않을 정도로 작은 갈색 및 백색의 폭풍들을 가지고 있다. 백색 폭풍은 상대적으로 차가운 상층부 대기의 구름을 포함하는 경향이 있으며, 갈색 폭풍은 따뜻한 "보통의 구름층"에 위치해 있다. 이러한 폭풍들은 수 시간 정도로 짧게 지속되거나 수 세기까지 지속될 수 있다.
보이저의 탐사로 대적점이 하나의 폭풍이었다는 것이 알려지기 전에도, 대적점이 다른 부분의 대기에 대해 다른 방향으로 회전하고 때때로 빠르거나 더 느리게 회전함으로써 행성의 표면의 어떠한 깊은 특징과 연관되지 않았다는 강력한 증거가 있었다.
2000년에 목성의 남반구에서 발생한 대기 현상은 대적점의 외양과 비슷하나 그보다 더 작은데, 세 개의 작은 백색 달걀 모양의 폭풍들(1938년에 처음으로 관측됨)이 병합하면서 더 크게 만들어진 것이다. 이 폭풍은 오벌 BA라 명명되고, 주니어 적점(Red Spot Junior)이라는 별명이 붙여졌다. 오벌 BA는 색의 강도가 증가한 이후로 색깔이 백색에서 적색으로 변화하였다.
목성 행성의 고리
목성은 이루어진 희미한 고리계를 가지고 있다. 목성의 고리는 크게 세 부분으로 나뉘는데, 헤일로(halo)로 알려져 있는 안쪽의 입자 토러스와, 상대적으로 밝은 큰 고리, 외곽의 매우 가는 고리가 있다. 이러한 고리들은 토성의 고리에서 볼 수 있는 얼음보다는 티끌로 이루어진 것으로 보인다. 큰 고리는 목성의 위성인 아드라스테아와 메티스에서 방출된 물질로 이루어진 것으로 보인다. 보통 위성으로 되돌아갈 물질은 목성의 강력한 중력으로 인해 끌어당겨진다. 때문에 물질의 궤도는 목성으로 크게 틀어지게 되고 추가적인 충돌로 인해 새로운 물질이 유입된다. 비슷한 방법으로, 위성인 테베와 아말테아 역시 두 개의 희미한 티끌 고리를 형성했을 것이다. 또한 아말테아의 궤도와 일치하는 암석형 고리의 증거가 있는데, 이 고리는 아말테아의 충돌 부스러기를 포함하고 있을 것이다.
목성 자기권
목성의 자기장은 적도에서 4.2 가우스(0.42 mT), 극에서 10~14 가우스(1.0 1.4 mT)에 이르기 때문에 지구의 자기장보다 14 배나 강하며, 태양계에서 흑점을 제외하고 가장 강력하다. 이러한 자기장은 액상 금속성 수소핵 속 물질들의 소용돌이 운동으로 인한 맴돌이 전류에 의해 발생하는 것으로 여겨진다. 목성의 위성인 이오의 화산 활동으로 대량의 이산화황이 방출되면서 위성의 궤도를 따라 기체 토러스가 만들어지는데, 이 기체는 목성의 자기권에서 이온화 되어 황이온과 산소이온이 된다. 이들은 목성의 대기에서 기원한 수소이온과 함께 목성의 적도면에 플라스마판(plasma sheet)을 형성한다. 판 속의 플라스마는 목성에 대해 반대로 회전하기 때문에 쌍극자 자기장을 자기 원반의 자기장으로 변형 시킨다. 플라스마판 속의 전자는 강력한 전파를 방출하여 0.6~30 MHz 범위에서 폭발을 일으킨다.
목성 자기권
목성의 중심으로부터 약 75 목성반경 지점에서 자기권과 태양풍의 상호작용으로 활꼴 충격파가 발생한다. 목성의 자기권 주변은 자기권 외피층(자기권과 활꼴 충격파 사이의 영역)의 안쪽 가장자리에 위치해 있는 자기권 계면으로 덮혀있다. 이 영역과 태양풍이 상호작용하면서 목성의 태양 반대편 자기권은 길게 늘여지게 되는데, 거의 토성의 궤도에 이를 정도로 길게 뻗는다. 목성의 가장 큰 네 위성은 모두 목성의 자기권 속을 공전하기 때문에 태양풍으로부터 안전하다.
목성의 자기권은 행성의 극 지역에서 여러 차례 발생하는 강렬한 전파 방출의 원인이다. 위성 이오의 화산 활동(아래 참고)으로 인해 기체가 목성의 자기권으로 분출되어 행성 주변에 입자 토러스를 형성한다. 이오가 이 토러스 속을 움직이면서 알펜파를 일으키는데, 이 때문에 이온화된 물질이 목성의 극 지역으로 이송된다. 이러한 결과로 사이클로트론 메이저 기작을 통해 전파가 발생하며, 그 에너지는 원뿔형 표면을 따라 전송된다. 지구가 이 원뿔과 상호작용할 때, 목성의 전파 방출은 태양의 전파 방출량을 넘어서기도 한다.
목성 공전 및 자전
목성은 태양과의 무게 중심이 태양의 체적 바깥에 위치한 유일한 행성으로, 그 무게 중심은 태양 표면으로부터 태양 반지름의 7% 밖에 위치한다. 목성과 태양 사이의 평균 거리는 7억 7,800만 km(지구와 태양 사이의 평균 거리의 5.2배, 즉 5.2 AU)이며 11.86년마다 한 번씩 공전을 완주한다. 이 주기는 토성의 공전 주기의 2/5배로, 즉 태양계에서 가장 큰 두 행성은 5:2 궤도 공명을 이루고 있다. 목성의 타원 궤도는 지구에 대해 1.31˚ 기울어져 있다. 0.048의 궤도 이심률 때문에 태양에 대한 목성의 거리는 가장 가까운 지점(근일점)에서부터 가장 먼 지점(원일점)까지 약 7,500만 킬로미터 차이난다.
목성의 자전축 경사는 약 3.13˚로 상대적으로 작다. 때문에 목성은 지구나 화성에 비해 큰 계절적 변화를 겪지 않는다.
목성 공전 및 자전
목성의 자전은 10시간 이내로 한바퀴를 완주할 만큼 태양계의 모든 행성 중에서 가장 빠르다. 이러한 자전으로 인해서 목성은 지상의 아마추어 망원경을 통해서 쉽게 확인할 수 있을 정도의 적도 팽대부가 만들어진다. 행성의 모양은 극지름보다 적도지름이 더 큰 편구 모양이다. 목성의 적도 지름은 극 지름보다 9,275 km(5,763 mi) 더 길다.
목성은 고체가 아니기 때문에 행성의 상층부 대기는 차등 회전을 겪는다. 목성의 극 대기의 자전은 적도 대기의 자전보다 주기가 5분 더 길다. 그래서 특히 대기 현상의 운동을 도표화 하기 위해서 세가지 계가 기준 좌표계로 사용된다. 제일회전계(System I)는 북위 10˚에서 남위 10˚까지 적용된다. 제일회전계의 자전주기는 9시간 50분 30초로 목성에서 가장 짧다. 제2 회전계(System II)는 그 외의 모든 위도에서 적용되는데, 자전 주기는 9시 55분 40.6초이다. 제삼회전계(System III)는 전파천문학자들이 처음으로 밝혀낸 것으로, 목성 자기권의 자전과 상관있다. 제3 회전계의 자전주기는 목성의 공식적인 자전 주기로 쓰인다.
목성 관측
목성은 통상적으로 하늘에서 태양과 달, 금성 다음으로 가장 밝은 천체이다. 그러나 화성이 목성보다 밝아 보이는 시기가 있기도 하다. 지구에 대한 목성의 위치에 따라 목성의 겉보기 등급은 충일 때 -2.9등급에서 합일 때 -1.6 등급으로 감소하며, 목성의 각지름 역시 50.1"에서 29.8"로 변한다. 가장 밝은 시기는 목성이 근일점을 지나면서 충에 위치할 때이다.
지구는 태양을 공전하면서 목성을 398.9일 마다 한 번씩 추월하는데, 이 주기를 회합 주기라고 한다. 이런 과정에서 지구에서 목성은 배경별에 대해 올가미 형태의 역행 운동을 하는 것처럼 보인다.
목성의 궤도가 지구의 궤도의 바깥에 있기 때문에 목성의 위상각은 지구에서 봤을 때 절대 11.5˚를 넘을 수 없다. 즉, 목성은 지구에서 망원경으로 관찰할 때 항상 거의 보름달처럼 보인다. 때문에 우주선 탐사를 통해서만 목성의 초승달에 가까운 위상을 볼 수 있다. 보통 작은 망원경을 통해서 목성의 네 갈릴레이 위성과 목성의 대기상의 커다란 구름띠를 볼 수 있다. 좀 더 큰 망원경을 통해서는 목성의 대적점을 볼 수 있기도 하다.
목성 연구 및 탐사
목성에 관해 기록된 첫 관측 자료들은 기원전 7세기에서 8세기 경 바빌로니아의 천문학자들이 작성하였다. 고대 중국에서는 목성을 세성(歲星, Sui-xing)으로 표기하였다. 그리고 4세기 경 황도 부근의 하늘을 열두 개의 영역으로 나누었는데, 여기서 목성은 매년 한 영역을 통과한다. 중국의 역사가 시저쭝(席澤宗)은 고대 중국의 천문학자인 감덕(甘德)이 기원전 362년 경에 목성의 위성 중 하나를 나안으로 발견하였다고 주장하였다. 그의 주장이 확실하다면, 갈릴레오 위성은 갈릴레오가 발견했던 것보다 약 2,000년이나 더 앞서 발견되었음을 의미한다. 2세기 경 헬레니즘 시대의 천문학자 클라우디오스 프톨레마이오스는 알마게스트를 저술하는 동안 지구에 대한 목성의 운동을 설명하고 약 4332.38 일 또는 11.86 년에 해당하는 공전 주기를 계산하기 위해 대원과 주전원에 기반한 천동설 모형을 도입하였다. 499년, 인도의 수학자 겸 천문학자인 아리아바타 역시 목성의 공전 주기를 계산하기 위해 천동설 모형을 이용하였다.
목성 연구 및 탐사
1610년, 갈릴레오 갈릴레이는 망원경을 이용하여 목성의 가장 큰 네 위성(갈릴레이 위성)을 발견하였다. 이는 지구 외 다른 행성의 위성에 관해 망원경을 이용한 첫 관측으로 여겨지고 있다. 갈릴레오의 발견 이후 시몬 마리우스가 별개로 목성 주변의 위성을 발견하였으나, 그의 발견은 1614년 저서에 기록되기 전까지 발표된 적이 없었다. 그러나 마리우스가 붙인 네 위성의 명칭, 이오, 유로파, 가니메데, 칼리스토는 오늘날까지 사용되고 있다. 또 이들의 발견은 겉보기에 지구를 중심으로 하지 않는 천구 운동에 관한 첫 발견이기도 하다. 이러한 발견은 행성의 운동에 관한 코페르니쿠스의 태양 중심설이 지지받기 시작하는 중요한 시점이었다. 이러한 노골적인 코페르니쿠스의 이론의 지지로 갈릴레오는 종교 재판의 위협에 처했었다.
1660년대에는 카시니가 새로운 망원경을 이용하여 목성의 점들과 다채로운 띠를 발견하였으며 목성이 편구 모양, 즉 극 부분이 평평한 것처럼 보인다는 것을 관측하였다. 또 그는 목성의 자전주기를 측정할 수 있기도 하였다. 카시니는 1690년에 목성의 대기가 차등 회전을 겪고 있다는 것을 기록하였다.
목성 연구 및 탐사
목성의 남반구에 있는 뚜렷한 타원 형의 대적점은 아직 논란이 있긴 하지만 1664년 로버트 훅과 1665년 지오반니 카시니의 관측 이후부터 관측되어 왔다. 약사였던 하인리히 슈바베는 1831년에 대적점의 상세한 모습을 최초로 그림으로 기록하였다.
1665년과 1708년 사이의 여러 관측에 따르면 적점을 찾을 수 없었다고 한다. 이후 1878년에 크게 뚜렷해졌으나, 1883년과 20세기 초에 다시 희미해졌었다.
지오반니 보렐리와 카시니는 목성의 위성이 목성의 앞뒤를 언제 통과하는지 예측할 수 있도록, 목성의 위성들의 운동에 관해 정밀한 표를 작성하였다. 1670년대에는 목성이 지구에 대해 태양 반대편 위치에 있을 때 목성의 위성들이 목성의 앞뒤를 통과하는 시기가 예측된 것보다 약 17분이나 늦게 발생한 것이 관측되었다. 올레 뢰머는 이를 통해 관찰이 즉각적이지 않음을 추론하였고(카시니는 처음에 이에 대해 동의하지 않았다), 그 시간 차를 이용해서 빛의 속도를 측정하였다.
목성 연구 및 탐사
1892년, E. E. 바너드는 캘리포니아의 릭 천문대의 36 인치(910 mm) 굴절 망원경을 통해 목성의 다섯번째 위성을 발견하였다. 이 위성은 후에 아말테아라 이름 붙여졌다. 아말테아는 안시 관측을 통해 직접적으로 발견된 마지막 위성이었다.
1932년에는 루퍼트 빌트는 목성의 스펙트럼에서 암모니아와 메탄의 흡수선을 발견하였다.
1938년에는 백색 폭풍(white oval)이라 불리는 세 개의 고기압성 폭풍이 관측되었다. 이들은 수십년 동안 서로 접근하기도 하였으나 병합은 하지 않으면서, 대기상에서 별개의 현상으로 존재했었다. 그러나 1998년에 두 개의 폭풍이 병합하였고, 2000년에는 남은 하나가 흡수되면서 최종적으로 하나의 더 큰 폭풍, 오벌 BA가 되었다.
목성 연구 및 탐사
1955년, 버나드 버크와 케네스 프랭클린은 22.2 MHz 대역에서 목성에서 오는 전파 폭발 신호를 탐지하였다. 이 폭발의 주기는 목성의 자전 주기와 일치하였는데, 이들은 그러한 정보를 통해 목성의 자전 속도를 개선할 수 있었다. 목성에서 발생한 전파 폭발은 두 가지 형태로 나뉘는데, 수 초 정도까지 지속되는 긴 폭발(long burst, L-burst)과 밀리초 이하로 지속되는 짧은 폭발(short burst, S-burst)이 있다.
과학자들은 목성에서 발신된 전파신호가 세가지 유형으로 나뉜다는 것을 발견하였다.
목성 연구 및 탐사
1973년부터 지금까지 수많은 무인 우주 탐사선들이 목성에 방문하였다. 그 중 가장 유명한 것은 파이피니어 10호로, 처음으로 목성에 가까이 접근하여 태양계에서 가장 큰 행성의 특성과 그곳에서 발생하는 현상을 상세하게 보여준 우주 탐사선이다. 태양계 내의 다른 행성으로 우주 비행을 하기 위해서는 우주선 속도의 순변화량, 또는 델타 v로 표현되는 에너지가 요구된다. 지상에서 지구 저궤도에 이르기 위해 요구되는 델타 v는 9.7 km/s 인데, 지구 저 궤도에서 목성까지 호만 전이 궤도로 비행하기 위해서는 6.3 km/s라는 상당한 양의 델타 v가 요구된다. 때문에 이러한 방법으로 목성을 향하기는 어렵다. 그러나 다행히도, 우주 비행에 더 오랜 시간이 소요되긴 하지만 행성의 플라이 바이를 통한 중력 도움으로 목성에 도착하는데 필요한 에너지의 양을 줄일 수가 있다.
목성 연구 및 탐사
1973년 초, 몇몇의 우주선들이 행성을 이용한 플라이 바이 항법을 통해 목성 관측 범위로 방향을 돌렸다. 이러한 파이피니어 임무를 통해서 목성의 대기와 목성의 위성 일부를 근접 촬영한 모습을 처음으로 얻을 수 있었다. 또한 이를 통해 목성 근처의 방사장(放射場)이 예측되던 것보다 훨씬 강하다는 사실이 밝혀지기도 했는데, 다행히도 목성에 접근한 두 우주선 모두 그러한 환경에서 큰 고장을 일으키지 않았다. 이러한 우주선들의 궤적은 목성계의 질량 측정값을 개선하는데 이용되기도 하였으며, 행성에 의한 전파 엄폐로 목성의 직경과 극의 편평도에 관해 더 나은 측정값을 얻을 수 있었다.
목성 연구 및 탐사
그로부터 6년 후, 보이저 임무로 갈릴레이 위성에 관한 이해를 크게 개선할 수 있었으며 목성의 고리들을 발견하게 되었다. 또한 이들은 대적점이 고기압성임을 확인해주었다. 이전의 사진과 이들이 촬영한 사진 등 여러 사진의 비교로 적점이 파이오니어 임무 이후로 오렌지색에서 암 갈색으로 색조가 변화하였음을 알 수 있다. 뿐만 아니라 이온화된 원자로 이루어진 토러스가 이오의 궤도를 따라 놓여있는 것이 발견되었고, 이오의 표면에서는 일부는 분출 과정에 있는 화산들이 관측되었다. 우주선이 목성의 뒤편을 통과하는 과정에서, 밤측 대기에서 번개에 의한 섬광이 관측되기도 하였다.
목성에 접근했던 다음 임무는 율리시스 태양 탐사선으로, 태양을 극궤도로 비행하기 위해 플라이 바이를 이용하였다. 탐사선이 목성을 통과하는 동안에 목성의 자기권에 대한 연구가 이루어졌다. 율리시스 호는 카메라를 탑재하고 있지 않았기 때문에 그에 관한 사진은 얻을 수 없었다. 두 번째 플라이 바이로부터 6년 후에는 더 먼 거리에 위치하게 되었다.
2000년에는 카시니 탐사선이 토성으로 향하는 도중에 목성을 지나면서 그 당시까지 가장 높은 해상도의 사진을 촬영하였다.
목성 연구 및 탐사
뉴 허라이즌스 탐사선은 명왕성으로 향하기 위해 목성을 지나는 과정에서 목성의 중력 도움을 이용하였다. 탐사선이 목성에 가장 가까이 접근한 때는 2007년 2월 28일이었다. 뉴 허라이즌스 호의 카메라를 통해 이오의 화산에서 분출되는 플라스마를 촬영하였으며 네 갈릴레이 위성에 관해 상세하게 진행되었을 뿐만 아니라, 외곽의 위성들인 히말리아와 엘라라에 대한 장거리 관측도 이루어졌다. 목성계의 사진 탐사는 2006년 9월 4일부터 시작되었다.
지금까지 목성을 공전한 우주 탐사선은 갈릴레오 궤도 탐사선이 유일하다. 갈릴레오 호는 1995년 12월 7일부터 목성의 주변을 공전하기 시작하였다. 7년 이상 행성을 공전하면서 모든 갈릴레이 위성과 아말테아에 대한 여러 회의 플라이바이가 수행되었다. 또한 탐사선은 슈메이커-레비 9 혜성이 1994년에 목성에 접근하여 충돌하는 모습을 사건을 관찰하기 매우 좋은 위치에서 목격하기도 하였다. 고성능 전파 수신 안테나의 전개 실패로 원래 계획된 탐사 능력에 제한을 받았지만, 갈릴레오 호로부터 얻은 목성계에 관한 정보는 광범위했다.
1995년 7월에는 질량 340 킬로그램의 티타늄제 대기 탐사선이 우주선으로부터 사출되어, 당해 12월 7일에 목성의 대기에 진입하였다. 탐사선은 대기 진입 후 150 km(93 mi)를 약 2,575 km/h(1,600 mph)의 속력으로 낙하하였으며 57.6분 동안 자료를 수집하다가 섭씨 153 도, 23 기압의 압력에서 파괴되었다. 그 후 잔해는 녹아내려 아마 기화하였을 것이다. 갈릴레오 궤도 탐사선 역시 생물이 존재할 가능성이 있을지도 모르는 위성인 유로파와 충돌하여 오염시킬 가능성을 피하기 위해, 2003년 9월 21일에 목성으로 방향을 돌려 50 km/s 이상의 속력으로 대기 탐사선과 동일한 운명을 맞이하였다.
갈릴레오 임무로 얻은 자료로 수소가 목성의 대기의 90%까지 차지한다는 사실이 밝혀졌다. 탐사선이 증발하기 전까지 기록된 온도 자료는 섭씨 300도 이상이었으며 풍속은 644 km/h 이상으로 측정 되었다.
NASA의 주노 탐사선이 2016년 7월 4일에 목성에 도달하였다. 이후에 극 궤도로 돌면서 목성을 상세하게 탐사할 것이다.
다음에 계획된 목성계에 관한 임무로는 2022년 발사 예정인 유럽 우주국의 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)과, 2025년 NASA의 유로파 클리퍼 임무가 있다.
목성의 위성인 유로파, 가니메데, 칼리스토의 표면 아래에 액체 바다가 존재할 가능성 때문에 얼음 위성에 관한 상세한 연구가 큰 관심을 끌어왔다. 그러나 자금 조달의 어려움으로 인해 그러한 계획은 계속 지연되어 왔었다. 2005년에는 NASA의 목성 얼음 위성 탐사선(JIMO) 계획이 취소되기까지 하였다. 이후에는 NASA와 ESA가 협력하는 방식으로 EJSM/라플라스 공동 임무가 계획되어 대략 2020년 쯤에 실행될 예정이었다. EJSM/라플라스 임무는 NASA가 주도하는 목성 유로파 궤도선과 ESA가 주도하는 목성 가니메데 궤도선으로 구성되어 있었다. 그러나 2011년 4월에 ESA가 공식적으로 NASA와 예산 및 주제를 공유하는 파트너쉽을 종료하면서 임무는 무산되고 예정표만 남게 되었다. 대신 ESA는 이를 골자로 L1 코즈믹 비전을 완수하기 위해 유럽만의 임무를 추진할 계획이다.