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목성과 토성 사이에 존재하는 소행성 집단. 10만개로 추정되는 이 미숙아들은 어떻게 생성됐으며 지구의 역사에 어떠한 영향을 미쳤을까?

인간이 살고 있는 지구를 벗어나면 우주속에는 미지의 천체들이 그득하다. 그러나 그 중 태양계 내에서 지구를 제외한 8개의 행성들은 그런대로 그 비밀이 한꺼풀씩 벗겨지고 있다. 한 때 태양계는 태양과 9개의 행성만으로 이루어졌다고 알려졌으나, 이제는 행성외에도 운석과 혜성과 소행성이 있음을 알게 되었다.

이들은 비록 뒤늦게 알려졌지만 태양계가 형성되었을 때 우주의 모습이 어떻게 되어 있었는가를 규명해 줄 중요한 실마리가 될지도 모른다.

잃어버린 행성을 찾아라

소행성의 발견은 행성이 어째서 태양으로부터 항상 일정한 거리를 유지하며 공전하고 있는가에 대한 연구 도중에 이루어진 것이다. 일찍이 케플러는 행성의 운동에 대해 세가지 법칙을 이끌어 냈다. 그러나 행성이 태양으로부터 정해진 거리에 있는 이유를 설명하진 못했다. 1766년에 J.D. 티티우스라는 독일의 천문학자가 행성과 태양 사이의 거리에 대한 간단한 규칙을 발견했다. 티티우스는 앞 수의 배수인 숫자를 나열해 보았다. 즉 0 3 6 12 24 48 96을 정하고 이 숫자들에 각각 4를 더한 다음 10으로 나누면, 0.4 0.7 1.0 1.6 2.8 5.2 10.0이라는 숫자들이 나온다. 이 숫자는 AU단위(지구와 태양과의 거리가 1AU이다)로 관측된 행성과 태양 사이의 거리와 거의 일치한다. 태양과 수성의 거리는 0.4AU(1AU는 1억5천만km), 태양과 금성은 0.7AU, 태양과 화성은 1.6AU 등등. 이러한 규칙성을 보데(Bode)가 공식화했다. 이것이 보데의 법칙이다.

(표)는 보데의 법칙과 관측된 행성과의 거리를 비교한 것이다. 이 표에서도 알 수 있듯이 숫자들이 관측된 행성의 거리와 거의 일치하고 있으나 화성과 목성 사이에 2.8AU 부근은 실제와 일치하지 않고 있다.

보데의 법칙이 관심을 모은 것은, 허셀이 보데의 법칙으로 예언된 천왕성을 1781년에 발견한 이후부터다. 그 이전까지 천문학자들은 보데의 법칙이 행성과 태양 사이의 거리를 정확히 알아내는데 그다지 유용하지 않으리라고 생각했던 것 같다.

그러나 천왕성의 발견 이후로, 천문학자들은 2.8AU 부근에서 잃어버린 행성을 찾기 시작했다.

이탈리아의 천문학자 피아치는 행성일 것 같은 새로운 천체를 발견해, 궤도를 계산한 결과 궤도 반경이 2.77AU라는 것을 알아냈다. 이 천체의 궤도는 보데의 법칙에서 예언된 2.8AU와 상당히 일치해, 잃어버린 제5의 행성으로서 세레스(Ceres)란 이름이 붙여졌다. 그러나 세레스는 직경이 1천km로서 행성이라고 하기에는 너무도 작았기 때문에 천문학자들은 행성 탐색을 계속했다.
 

4천개 발견

세레스가 발견된 후 1년이 조금 넘어, 독일의 천문학자 하인리히 올버스가 또 다른 희미한 천체를 발견했는데, 역시 세레스와 비슷한 거리에 위치하고 있었다. 팔라스(Pallas)란 이름이 붙여진 이 천체는 세레스보다도 더 작아 그 직경이 6백km밖에 되지 않았다. 팔라스도 세레스와 마찬가지로 찾고자 하는 행성은 아니었으나, 이 두개의 작은 천체가 발견됨으로써 학자들은 커다란 행성이 어떤 폭발에 의해 작은 조각으로 깨어졌다고 추측하게 됐다. 그래서 나머지 조각들을 찾으려는 탐색을 계속한 결과 주노(Juno)와 베스타(Besta)가 계속 발견됐으며, 현재까지 거의 4천개의 작은 천체들이 대부분 태양에서 2.0~3.5AU 떨어진 곳에서 발견됐다. 아직 발견되지 않은 것들까지 모두 합하면 거의 10만개가 될 것으로 추측된다.

이 작은 천체들은 화성과 목성 사이에서 커다란 띠를 이루고, 행성처럼 일정하게 궤도를 유지하며 일정한 주기로 돌고 있어서 현재에 와서는 이들을 소행성이라고 부르며, 소행성들이 모여 있는 커다란 띠를 소행성대라 부르고 있다.

천왕성과 소행성의 발견이 보데법칙의 덕이라고는 하지만 이 법칙은 보데가 발견한 것이 아니며, 법칙이라고 하기에는 물리적으로 합리화된 이론적 근거가 없으므로, 현재는 하나의 규칙으로서 인정할 뿐이다. 실제로 외부행성인 해왕성과 명왕성에는 전혀 맞지 않는다.

모두 합해도 지구 질량의 1천분의1

소행성에 대한 물리량은 소행성의 관측으로부터 알 수 있다. 소행성의 크기와 자전주기는 소행성이 돌면서 생기는 밝기의 변화로 추정한다. 소행성은 대부분 그 모양이 길쭉하고 불규칙해, 지구에서 관측되는 밝기는 소행성의 자전주기에 따라서 주기적으로 변화한다.

이러한 밝기의 변화로부터 추정된 소행성의 크기를 보면, 최초로 발견된 세레스가 소행성 중에서 가장 커서 직경이 1천㎞ 가까이 되며 모든 소행성 질량의 약 30%를 차지하고 있는 것으로 보인다. 직경이 1백~3백km인 몇개의 소행성을 제외하고 대부분의 소행성은 1km 미만으로 아주 작다. 1㎞도 안되는 소행성들은 너무 작아 지구로 접근하기 전에는 발견할 수 없다.

소행성들을 모두 합한 질량이 지구질량의 1천분의1 정도 밖에 안되므로, 소행성이 어떤 행성의 폭발로 부서져버린 작은 조각은 아닌 것 같다.
소행성의 밝기 변화로 알아낸 소행성의 자전주기는 대부분이 9시간이며, 극단적으로 3시간 미만인 것과 며칠씩이나 되는 것도 있었다. 최근의 관측에 의하면 길쭉한 소행성은 대부분 2개나 혹은 그 이상의 소행성으로 이루어졌으리라고 추측한다. 몇몇 소행성의 광도(光度)곡선에 의하면 소행성이 하나의 길쭉한 형태로 존재하기 보다는 식(蝕)쌍성이나 근접쌍성과 같이 쌍으로 존재하고 있다는 것을 보여줄 뿐이다.

근접쌍 소행성에 대한 명백한 증거가 최근 몇몇 소행성에 대해 실시한 레이다 관측에 의해서 얻어졌다. 예를 들면 두번째로 발견된 소행성인 팔라스는 빅토리아(Victoria)라는 커다란 위성을 동반한 쌍소행성이다. 2백88번째로 발견된 클라우크(Clauke) 소행성은 자전주기가 48일로 상당히 길게 관측되는데, 이처럼 긴 자전주기를 가진 소행성들이 아직 발견되지 않은 위성에 의한 조석력(潮汐力)을 받아 자전속도가 줄어드는 것으로 추측할 수 있다. 멀지 않은 장래에 진보된 관측기기로 소행성의 위성을 찾아낼 수 있을 것으로 기대된다.

수십년 전 리크관측소의 보브로프니코프는 소행성에 대해 중요한 발견을 했다. 그것은 소행성들의 색깔이 서로 다르게 관측된다는 것이다. 이 발견은 소행성의 연구에 분광관측이 사용되면서부터 관심을 갖게 되었다. 소행성의 색깔이 바뀌는 것은 소행성의 화학조성이 서로 다르다는 것을 보여준다. 이러한 사실로부터 소행성 표면의 반사도가 서로 다르다는 것도 설명된다.

화학조성에 따라 소행성의 유형은 크게 세가지로 나뉜다. 그 첫번째가 C형이다. C형은 주로 탄소 화합물로 이루어졌으며 소행성대에 분포하고 있는 소행성 중 약 4분의3이 이에 해당한다. 광물학적인 분석에 의하면 그 탄소 화합물은 탄소질의 콘드라이트로 알려졌는데, 이러한 광물들이 우세한 소행성은 반사도가 0.3%로 아주 어둡다.

두번째 유형으로는 규산염을 포함한 광물들로 이루어진 소행성군을 들 수 있다. 이러한 유형의 소행성은 전체의 약 6분의1을 차지한다. 붉은색을 띠며 반사도는 16% 정도다. 이러한 유형을 S형의 소행성이라고 한다.

세번째 유형은 규정 짓기가 상당히 애매하다. 이른바 M형의 소행성으로 스펙트럼상에는 규산염의 흡수선은 없고 금속성의 니켈-철이 우세하게 나타나고 있다. M형의 소행성은 잘 분화된 원시 소행성이, 충돌에 의해 암석질의 맨틀이나 지각 부분이 벗겨져 나가고 금속질의 핵 부분만이 남아 있게 된 것으로 해석된다.

커크우드 틈새
 

계속 발견되는 소행성들의 궤도가 계산되고 목록화되면서, 소행성대의 전체 형태에 뚜렷한 특징이 있음을 알게 됐다. 태양에서 3.28AU와 2.50AU 떨어진 곳에 소행성이 존재하지 않는 뚜렷한 틈새가 발견된 것이다. 1866년 미국의 천문학자 다니엘 커크우드(Daniel Kirkwood)는 이 틈새의 존재를 설명했는데, 그의 이름을 따서 '커크우드 틈새'라 부르게 됐다.

그는 이 틈새가 태양계의 가장 큰 행성인 목성의 공전주기와 소행성의 공전주기와의 관계때문에 생긴 것이라고 했다. 목성은 태양으로부터 5.2AU 떨어진 곳에서 11.86년의 공전주기로 태양 주위를 공전하고 있다. 만일 3.28AU 지점에 소행성이 하나 있다면, 그 소행성은 케플러의 제3법칙에 의해 (${a}^{3}$=${p}^{2}$) 약 5.93년의 공전주기를 갖게 될 것이다. 이 소행성은 자주 태양과 목성을 잇는 선상에서 궤도를 이루기 때문에 목성 인력의 영향을 강하게 받게 된다. 이러한 영향으로 소행성의 궤도는 점차로 변할 것이고, 결과적으로 3.28AU 지역은 텅 비게 된다.
이런 식으로 목성은 소행성대에 또 다른 틈새를 만들어 낸다. 또 다른 거리 2.50AU에서의 틈새는 정확히 목성주기의 3분의1 되는 지점이다. 이러한 현상을 궤도 공명이라 하는데, 소행성대가 목성 궤도의 안쪽에 위치하고 있기 때문에 목성의 영향을 받아 틈새가 생긴 것이다. 궤도 공명은 다른 행성의 고리 내의 틈새를 설명하는데에도 적용되는데, 특히 토성의 고리에 존재하는 카시니(Cassini) 틈새를 설명하는데도 적용되고 있다.

흔히 알고 있는 것처럼 소행성들이 화성과 목성 사이의 소행성대에 모두 모여 있는 것은 아니다. 물론 대부분의 소행성들은 소행성대에 모여 있으나 그렇지 않은 것들이 존재하는데, 이들은 크게 두 부류로 구분할 수 있다.
 

지구에 가까이 접근하는 소행성도

그 첫번째로서 라그랑지점(Lagrange point)에 모여 있는 트로얀(Troyan) 소행성들을 들 수 있다. 라그랑지점은 프랑스의 수학자인 라그랑지(Lagrange)가 행성의 운동을 뉴턴의 운동법칙을 사용하여 수학적으로 계산한 결과, 목성과 태양의 인력이 함께 작용해 안정하게 된 두 지점이다. 이 두 지점은 태양과 목성을 잇는 선분을 한변으로 하는 정삼각형의 목성 궤도 위의 한 꼭지점으로 목성의 전방으로 60도인 곳과 후방으로 60도인 곳을 말한다(그림 2). 이곳에 소행성이 잡혀 있게 되는데 이 소행성의 무리들을 트로얀군이라고 한다.

소행성대를 이탈한 또 하나의 부류는 아폴로(Apolo) 또는 아모어(Amor)라고 이름 붙여진 소행성의 무리다. 아폴로-아모어군의 소행성들은 태양에서 1AU 되는 곳까지 근접하는 궤도를 갖고 있어, 그들은 지구의 궤도와 교차하게 된다. 아폴로군은 지금까지 약 80개 가량 발견됐는데, 이 속에는 태양 부근까지 접근하는 아텐스(Atens) 소행성군이 포함돼 있다. 아텐스군중에 이카루스(Icarus)라는 소행성은 1968년에 태양에서 아주 가까운 위치(0.19AU)까지 접근한 바 있는데 이 거리에서 수성의 인력으로 이카루스의 방향이 바뀌게 됐다. 이러한 궤도 변경으로부터 천문학자들은 수성의 질량을 유추할 수 있었다.
 

공룡 멸종설

1989년에는 1989FC라고 하는 소행성이 지구에서 80만km(지구에서 달까지 거리의 2배) 떨어진 곳까지 접근한 적이 있었는데, 만일 이 소행성이 지구와 충돌했다면 아마 2만개의 수소폭탄을 터뜨린 것과 맞먹었을 것이다. 실제로 2만5천년 전에 직경이 약 50m 되는 소행성의 조각(운석)이 지구에 떨어져 직경 1.5㎞나 되는 커다란 운석구덩이(크레이터)를 아리조나주에 남긴 일이 있었다.

또한 1970년대에 지질학자들은 석회암층 사이에서 이리듐(iridium)이 풍부한 검은층을 발견했다. 이 층은 운석이 지구와 충돌하여 생긴 물질로 이루어졌을 것으로 생각되는데, 중생대 후기의 층과 신생대 초기층 사이에 존재한 것으로 연대측정에 의해 6천3백만년 전에 이루어졌음이 밝혀졌다. 이때가 바로 지구상에서 공룡이 사라진 시기이기 때문에 소행성의 충돌, 즉 운석의 충돌이 지구에 치명적인 영향을 주었다고 추측할 수 있다.

이 운석이 지구와 충돌하여 공룡이 멸종하기까지의 과정을 간단히 살펴보면 다음과 같다. 직경이 약 10km인 소행성이 지구와 충돌하고, 그 결과 먼지가 대기로 날려 올라가서 층을 이루어 몇년 동안이나 태양빛을 차단하게 된다. 아마도 태양빛의 부족으로 식물들이 죽어 자연히 먹이연쇄가 깨어졌기 때문에 공룡들이 굶어서 죽게 되었을 것이다. 그리고 먼지들이 지면에 퇴적돼 쌓이면서 이리듐이 풍부한 검은 층을 형성하고, 설치류와 유사한 작은 동물들이 대부분 살아남아 다음 세대의 주류가 될 포유동물들의 기반을 구축하게 되었을 것이다.

그러나 지구에 근접하고 있는 소행성들은 직경이 수백 m로 아주 작아 소행성으로 보기보다는, 승화물질을 전부 소모하고 남은 혜성의 핵으로 보는 견해도 있다.

행성을 이루지 못한 낙오자들

앞서 살펴보았듯이 하나의 행성이 부서져 소행성대를 이루게 되었다고 볼 수는 없다. 결국 소행성의 기원은 태양계의 생성 당시로 거슬러 올라가서 추정할 수밖에 없다. 태양은 커다란 성간 가스 구름의 응축으로 생성된 원시 항성으로 태어나지만, 행성들은 원시 태양계를 이루고 있는 성간 가스 원반 내의 먼지들이 서로 부착해 생성된 작은 원시 행성체로부터 태어난다. 따라서 소행성의 모체도 이 작은 행성체들로 이루어진다. 그러나 소행성대에 있던 작은 행성체들은 원시 행성으로 생성되기도 전에 중력 섭동(攝動, 다른 행성의 인력을 받아 궤도의 변화를 일으킴)을 받아 길쭉한 타원궤도를 이루며 궤도운동을 하게 되었다. 작은 행성체들이 원궤도를 유지하게 되면 서서히 물질들을 축적하여 하나의 행성을 이루지만, 길쭉한 타원궤도를 가진 작은 행성체들은 1초에 수백km나 되는 빠른 속도로 운동하기 때문에 서로 충돌하게 된다. 작은 행성체들의 충돌은 물질들을 흡착시키기 보다는 때때로 비극적인 분열과 파괴를 일으켜서 오늘날과 같은 소행성대를 구성하였으리라 추측되고 있다.

그렇다면 어떠한 중력섭동이 소행성대에 영향을 준 것일까. 확실하지는 않으나 천문학자들은 이것을 설명하기 위해 두가지의 가설을 세웠다. 첫번째 가설은 다음과 같다.

태양계 초기에 행성의 모습을 거의 완벽하게 갖춘 목성은, 자신의 궤도에 남아 있던 비교적 큰 행성체들을 궤도 밖으로 밀어낸다. 목성궤도로부터 튀어나온 행성체들은 소행성 지역을 관통하는 타원궤도를 그리면서 소행성 지역에 있는 암석체에 접근한다. 만일 그 행성체가 화성이나 지구만큼 크다면, 소행성체의 속도를 증가시킬 것이다. 그러면 소행성체들은 목성으로부터 튀어 나온 행성체들과 부딪친다거나 소행성끼리 부딪쳐 부서져 버린다는 것이다.

또 다른 학자들은 목성 자체의 인력이 소행성대에 영향을 주었다고 가정했다. 원시 태양계가 생성된 후, 태양이 남아 있는 행성간 가스를 밖으로 밀어내고 있을 때, 목성은 소행성체를 빠른 속도로 자신의 궤도로부터 밀어내어 지금과 같은 위치에 소행성대를 이루게 했을 가능성이 있다. 커크우드의 틈새가 목성의 인력때문에 생성된 것과 같이 두번째 가능성은 아주 매력적으로 받아 들여지고 있다.

목성에 의해 밀려나 현재의 소행성대를 이룬 천체들은 그래도 운이 좋다. 원시 태양계 내에 존재했던 작은 행성체들은 목성외에도 다른 행성들의 영향에 의해 태양계 밖으로 밀려나게 된다. 그러나 영원히 태양계를 벗어나는 것이 아니라 태양계 밖 어둡고 차가운 곳이 모여 있다가, 그곳을 지나치는 별들의 섭동을 받아 혜성이 돼 태양계의 가족으로 다시 돌아오게 된다.

이상에서 본 것처럼 소행성이나 혜성, 운석은 하나의 커다란 맥을 이루고 있다고 할 수 있다. 운석과 혜성의 연구, 특히 소행성의 특징을 연구함으로써 지구의 역사를 그 생성 초기로 끌어 올려 지구의 탄생 기원까지도 넘어다 볼 수 있는 가능성을 많은 천문학자들은 기대하고 있다.