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구름이 수축돼 태양이 되고 주변에 떠돌던 먼지가 뭉쳐서 행성을 탄생시켰다.

태양계는 어떻게 생성됐고 그동안 어떤 진화를 해 왔는가. 이 문제는 아마도 현대 천문학이 당면한 과제중에서 가장 중요한 것이다. 그것은 이 문제가 우리 인간의 기원과 우주속에서 인간의 위치에 관련돼 있기 때문이다.

우리가 우주선을 태양계내의 여러 천체에 보내 직접 탐사하고, 핼리혜성과 같이 밝은 혜성이 나타날 때는 세계 여러나라가 앞다투어 우주선을 보내 혜성과 랑데부를 시도하는 것도 궁극적으로는 태양계의 기원을 밝히려는 노력이다.

태양계의 생성이 인류의 커다란 관심사인 만큼 역사를 통해서 그동안 많은 학자들이 이 문제를 다루어 왔고 여러가지 모델이 제안됐다. 그러나 그 어느 모델도 완벽하다고 말할 수 있는 단계에 와 있지 못하다.

거대한 구름의 중력 붕괴

그러나 현재 가장 널리 받아들여지고 있는 태양계 형성이론은 성운설(星雲說)이다. 성운설에 따른 태양계의 형성과정은 다음과 같다. 약 46억년전 우리 은하의 나선팔에서 가스나 먼지로 이루어진 거대한 구름이 중력 붕괴를 일으키게 되었다. 이 구름의 수축이 계속되고, 회전이 빨라지면서 구름은 원반의 모습을 갖게 된다. 수축이 어느 단계에 이르면 원반의 중심부가 높은 밀도와 큰 질량을 갖게 되고, 그렇게 되면 온도가 높아져서 핵융합 반응이 일어나 태양이 탄생된다. 이 때 태양 주변에 떠돌던 먼지 입자들이 모여서 태양 주위를 도는 행성과 행성의 주위를 도는 위성을 형성한다.

이 성운설의 기본 개념은 이미 3백여년전에 나왔고, 그동안 많은 천문학자들이 이 이론을 구체화하기 위해서 연구를 계속해 왔다. 그러나 앞에서와 같은 개략적인 설명 이상의 상세한 단계적 과정에 관해서는 아직도 이론이 분분하다. 즉 원시태양계 성운이 어떻게 형성되었으며 중력붕괴가 왜 시작되었는지, 태양이 어떻게 또 언제 빛을 내기 시작했는지, 회전하는 원반의 먼지가 어떻게, 또 언제 응결하여 행성과 위성을 형성하였는지에 관한 확실한 이론은 아직까지 등장하지 못하고 있다.

회전하는 가스와 먼지의 원반에서 행성과 위성이 탄생했다는 소위 원시태양계 성운의 개념은 최초로 1644년 데카르트(Rene Decartes)에 의해서 제창되었다. 그로부터 한 세기후인 1745년에 부폰(Georges Louis Leclerc de Buffon)은 커다란 혜성이 태양에 접근한 후 부서져서, 그 물질이 행성과 위성을 형성했다는 새로운 이론을 제시했다.

그러나 그 10년쯤 후인 1755년에는 칸트(Immanuel Kant)가 데카르트의 주장을 발전시킨 최초의 성운설을 소개했다. 칸트에 따르면 태양계는 거대한 회전하는 성운에서 응축됐다는 것이다. 이 가설은 놀랍게도 현대적인 우주론 모델의 기본 아이디어와 아주 비슷하다.

1796년에는 라플라스(Pierre Simon de Laplace)가 이와 비슷한 이론을 제창했다. 그에 따르면 가스와 먼지가 수축하면 회전은 점점 빨라져서 구름중심에 태양이 형성되고 그 주변에 여러개의 고리(ring)가 생기고 이 고리를 구성하는 먼지가 모여 행성과 위성이 생겼다는 것이다. 그러나 라플라스도 고리의 물질이 어떻게 행성으로 응축되었는지와, 태양계내의 각(角)운동량 분포를 설명할 수 없었다. 태양이 태양계내 질량의 대부분을 차지하고 있음에도 불구하고 태양이 차지하는 각운동량은 2％에 불과하다는데에 문제가 있다.
 

반대론을 물리치고

이러한 성운설의 문제를 극복하기 위해 물턴(Forest R. Moulton) 진스(James Jeans)등은 20세기 초에 새로운 이론인 태양과 다른 별과의 근접설을 소개했다. 즉 어느 별이 태양에 근접했을때 그 별의 조석력에 의해서 태양 물질의 일부가 떨어져 나갔고, 이 물질은 결국 행성으로 응축됐다는 이론이다.

그러나 이러한 별과의 근접설은 다음에 드는 이유를 근거로 반대에 부딪혀 받아들여지지 않았다. 첫째로 태양이 다른 별과 근접할 확률이 거의 없고, 둘째로 태양에서 떨어져 나간 물질이 태양 주위에 남아있기보다는 접근한 별로 빨려들어가고, 셋째 설혹 남아 있다해도 행성계를 형성하기가 어렵다는 점이다.

지난 수십년간 지상에서 우주를 관측하는 광학망원경과 전파망원경이 대형화 고성능화 되고, 우주 공간에 망원경이 띄워졌으며, 우주선들이 태양계의 여러 천체를 직접 탐사하면서 새로운 정보가 쏟아지게 됐다. 우리는 은하수내에 별이 탄생하는 장소를 여럿 발견했고, 성운의 중력붕괴와 별의 형성에서 진화의 과정을 어느 정도 소상히 알 수 있게 됐다.

이러한 관측 사실에 힘입어 가스와 먼지로 이루어진 성간운이 수축해 중심부에 태양을 형성하고, 그 주변에 원반 형태의 태양계 성운이 생겼으며, 이로부터 행성이 응축되었다는 태양계 생성 모델이 지난 수십년전부터 널리 받아들여지게 되었다. 이 모델에 따르면 태양계는 태양이 형성됨에 따른 자연적인 결과이다. 아마도 어떤 별의 형성에 있어서도 일어날 수 있는 우주에 흔한 현상일 것이다. 만약 성운 모델이 맞는다면 태양의 행성계는 우리 은하계에서나 다른 은하에서 흔히 생겨날 수 있는 평범한 종류일 것이다.

그러면 이제 현재까지 밝혀진 성운 모델에 관해서 자세히 알아 보기로 하자. 우리 은하계는 팔을 가진 나선형 은하다. 이러한 은하에서는 성간운을 형성하는 물질과 별들이 팔에 모여 있다. 이는 은하가 회전함에 따른 물질의 속도가 은하를 지배하는 밀도파의 영향을 받기 때문이다. 이것은 마치 교통 정체 현상과 비슷하게 은하 회전에 참여하는 물질들의 속도가 팔에서 갑자기 줄어들어 물질이 그곳에 쌓이게 되는 것이다.
 

팔을 가진 나선형은하

이렇게 물질의 밀도가 높아지면 물질이 모여 성운을 이루게 된다. 성운은 자신의 중력때문에 수축을 시작해 그 크기가 줄어들게 된다. 그러나 이 자체 중력에 의한 수축은 성운이 별을 형성할 수 있을 정도로 성운의 크기를 줄여주지는 못한다. 그 이유는 성운을 구성하고 있는 가스의 내부 압력이 커지기 때문이다. 이 압력은 성운을 팽창하게 하는 힘으로 작용하기 때문에 중력에 대항하게 되어 수축을 멈추게 할 것이다. 이는 풍선을 눌러 터뜨리려 할 때 풍선속의 공기가 누르는 힘에 저항하는 것과 같은 이치다.

그러면 성운을 별이 형성될 수 있을만한 크기로 수축시키는 힘은 무엇일까. 천문학자들은 그 해답을 초신성 폭발에서 찾고 있다. 초신성은 질량이 태양의 수십배되는 별이 진화의 마지막 단계에서 대폭발을 일으키는 현상으로 이때 나오는 에너지는 태양의 수억배에 이른다.

만약 성운의 근처에서 초신성 폭발이 일어나면 이로부터 성운은 큰 압력을 받게 되어 다시 수축을 시작한다. 결국 성운의 중력 붕괴는 완료되고 회전에 의해서 성운은 납작한 원반의 모습이 돼 원시 태양계 성운을 형성한다.

원시 태양계 성운이 납작한 원반을 형성하는 것은 기초적인 물리학 지식으로 설명이 가능하다.

어떤 물체가 회전을 시작했다고 하자. 외부의 영향력이 없는 한 이 물체는 회전을 계속할 것이다. 이 물체의 각운동량은 이 물체의 질량과 이 물체가 회전축으로부터 얼마나 퍼져 있느냐에 따라 다르다. 만약 이 물체의 크기가 줄어들면 이 물체는 각운동량을 보존하기 위해 더 빨리 회전할 것이다.

그 좋은 예를 피겨 스케이팅 선수의 회전에서 쉽게 찾아 볼 수 있다. 스케이팅을 하는 사람이 팔을 양옆으로 뻗은 상태에서 회전을 시작했다고 하자. 그가 팔을 오무리면 회전 속도는 빨라질 것이다. 그러나 그가 머리를 숙이고 몸을 오무려도 회전속도에는 변화가 없다. 이는 각운동량이 회전축 주위의 운동에만 영향을 미치고 그 축을 따라서는 영향을 미치지 않기 때문이다.

가스와 먼지 입자로 이루어진 거대한 구형의 구름이 회전할 때는 어떻게 될까. 이 구름이 중력수축에 의해서 크기가 줄어듦에 따라 회전은 빨라지고, 회전축의 방향으로 수축이 일어나서 불룩한 중심부를 가진 납작한 원반의 형태로 변할 것이다. 이것이 회전하는 원시 태양계 성운의 형태이다. 태양계의 천체가 이러한 성운에서 탄생했기 때문에 행성들의 궤도는 아주 얇은 평면에 들어 있고 태양의 자전과 행성들의 공전 방향이 일치한다.

그러나 여기서 문제되는 것은 각운동량의 분포다. 앞의 설명에 따르면 태양이 태양계 전체 질량의 99％를 차지하고 있으므로 그에 해당하는 각운동량도 태양에 99％가 있어야 한다. 그러나 실제로는 태양의 각운동량은 2％에 불과하고, 98％는 1％의 질량도 되지 않는 목성 토성 등 외행성이 차지하고 있다. 즉 태양은 현재의 자전 속도보다 4백배나 빠르게 자전해야 한다.

풀려지는 수수께끼

태양의 각운동량 문제는 오랫동안 성운설에서 하나의 수수께끼가 돼왔다. 그러나 최근 이 문제의 해답으로 새로운 아이디어들이 속속 나오고 있다. 그 중에서 가장 그럴듯한 것으로는 자기장(磁氣場)과 대전입자(帶電粒子)의 상호작용이 각운동량의 분포를 바꿔 놓을 수 있다는 것이다. 대전입자가 자기장을 만나면 그 자력선의 주위를 나선형으로 선회하게 되고 이것이 원시 태양계 성운의 중심부(또는 갓태어난 중심부의 태양)에서 성운의 외곽으로 회전 운동량을 전달하게 된다. 그래서 중심부의 회전속도는 느려진다는 것이다.

이와같은 현상은 다음 예에서 쉽게 경험할 수 있다. 즉 깊은 수영장에서 팔을 뻗고 빠르게 회전하면 주위의 물도 따라 돌게 된다. 이 때 회전하는 사람은 물의 저항을 느끼게 되고 스스로 돌려고 노력하지 않는 한 그 사람의 회전은 점점 느려져서 결국은 멈추게 될 것이다.

태양이 형성되면서 원시 성운의 내부영역은 온도가 올라간다. 이에따라 가스는 이온화되고 대전입자들이 생성된다. 자기장은 이러한 입자를 잡아둔다. 태양은 자기장을 끌고 자전하지만 주변의 물질이 이러한 자전에 저항하므로 자기장은 태양 주변물질에 나선으로 분포하게 된다. 즉 자기장은 성운의 물질을 태양의 자전과 연결시켜 준다. 그러므로 성운의 물질은 회전 운동량을 얻게되어 빠르게 회전하고, 반면에 태양의 자전은 점점 느리게 된다. 이 과정은 가스가 이온화 됐을 때에만 작용할 수 있으므로, 각운동량의 전달은 성운에서 커다란 고체 물질이 형성되기 이전에 일어났어야 한다.

이제 가스와 먼지의 원반에서 어떻게 행성이 태어났는가를 생각해 보자. 원반의 물질이 행성으로 뭉치는데에는 세가지 방법을 생각할 수 있다. 그 첫번째는 중력붕괴이고, 두번째는 증식작용이고, 세번째는 응결이다.

중력붕괴는 성운의 어느 구역의 질량이 커서 그 구역을 중심으로 그 자신의 중력에 의해서 수축이 일어나면서 행성이 형성되는 것이다. 증식이란 작은 입자들이 서로 충돌을 일으킨 후 달라 붙어 더 큰 질량의 물체를 만들고 결국에는 이 과정이 반복돼 행성으로 자라나는 작용이다. 이러한 예는 눈발이 서로 충돌하고 달라 붙어 더 큰 눈발을 형성하는 것에서 쉽게 찾아볼 수 있다. 응결은 원자와 분자들이 서로 결합하여 입자의 크기가 자라나는 것이다. 그 예로는 물분자가 구름에서 결합하여 물방울을 만드는 것을 들 수 있다.

또한 행성이 형성되기 위해서는 원시 성운이 격렬히 운동해야 하며 행성 형성이 여러 단계의 과정을 거쳐야 한다는 전제가 따라야 한다. 즉 처음에는 작은 천체가 형성된 후 차츰 커져서 결국에는 행성으로 자라난다는 것이다.

성운을 구성하고 있는 작은 먼지 입자들이 격렬한 운동을 하면 다른 입자들과 충돌을 일으키고 서로 결합해 자갈 크기까지 자라게 된다. 이렇게 커진 입자들은 성운의 중심면으로 떨어지게 된다. 빠르게 움직이는 액체나 가스에서는 격렬한 소용돌이가 생기게 마련이다.

이러한 사실은 굴뚝에서 나온 연기가 여러개의 소용돌이를 만들면서 흩어지는 현상에서 쉽게 볼 수 있다. 즉 성운 가스의 운동은 성운을 이러한 작은 소용돌이들로 나누어지게 한다. 이 작은 소용돌이들은 중력 작용에 의해서 미행성(微行星)이라 부르는 크기가 수㎞에서 수백㎞의 작은 천체를 이룬다. 이 미행성들은 서로 충돌하고 결합해 몇개의 원시행성을 형성한다. 이 원시 행성들은 질량이 어느 정도 크므로 그 자체의 중력으로 주변에 있는 작은 질량의 물체를 끌어 모은다. 이렇게 자라나는 행성은 근처의 모든 물질을 끌어 모아 자신의 질량을 크게함과 함께 주변의 물질을 깨끗이 청소하는 작용도 한다. 지구가 현재와 같은 크기로 자라는데는 대략 1억년쯤 걸렸을 것으로 추산된다.
 

지구형과 목성형

태양계 행성들은 그 크기와 구성 물질에 따라 두 가지로 분류된다. 즉 지구와 같이 철 산소 규소 등의 무거운 원소로 이루어진 지구형 행성과, 주로 수소와 헬륨으로 이루어진 거대행성인 목성형 행성이다.

그렇다면 모든 행성들이 하나의 원시 성운에서 탄생했음에도 불구하고 왜 그 구성 성분이 다른 두가지 종류로 나누어지게 되었을까. 최근 이에 대한 해답을 원시행성의 온도와 물질의 응결성질의 상관 관계에서 얻고 있다. 원시 성운의 중심부는 수천도로 뜨겁다. 이러한 온도에서는 철의 화합물이나 규산염과 같은 고체물질도 응결할 수 없다. 그러나 2천K 이하에서는 지구를 구성하는 주요 물질들이 모두 응결할 수 있고, 2백73K 이하에서는 지구를 구성하고 있는 물질은 물론, 물도 응결할 수 있다. 온도가 높아서 물질이 응결하지 못하면 그 물질은 원시행성의 구성물질이 되지 못하고 증발할 것이다.

그러므로 행성의 밀도와 구성 물질은 그 행성의 온도에 의해서 결정된다. 즉 태양으로부터 거리가 다르면 행성의 온도가 달라지고 다른 화학 조성을 갖게 된다.

예를 들어 지구형 행성들은 태양에서 가깝기 때문에 온도가 높아 물과 가스, 물질이 응결할 수 없다. 따라서 지구형 행성에서는 주로 무거운 원소만 남아 있다. 그 반면 목성형 행성들은 수소와 헬륨 등 성운을 구성했던 물질을 모두 그대로 함유하고 있다.

이같은 방법으로 지구형 행성들간에 또는 목성형 행성들간의 화학조성 차이도 설명할 수 있다. 그러면 수성 지구 화성을 비교해보자.

수성의 경우 태양으로부터의 거리를 고려하면, 온도는 높지만 니켈 철 규산염과 산화우라늄 등 방사성 물질을 응결시키기에는 충분하다. 따라서 수성은 이와같은 무거운 물질로 구성된다. 수성은 방사성 물질의 붕괴와 외계에서 들어오는 물질과의 충돌로 열을 받게 된다. 이 열에 의해서 수성의 원시행성은 융해되어 무거운 원소인 니켈-철 등이 침강한다. 이러한 물질이 거대한 중심핵을 형성하고 가벼운 규산염은 맨틀을 형성한다.

지구는 수성에 비해 훨씬 태양으로부터의 거리가 멀다. 때문에 온도도 낮다. 이 온도에서는 규산염과 산화철 황화철 등이 응결할 수 있다. 물분자는 광물질에 포함돼 전체 질량의 약 5％만이 남게 된다. 이 모델에 따르면 지구는 수성의 중심핵보다는 작으나, 니켈 철 황화철을 포함한 중심핵과, 규산염 산화철 산화마그네슘 등으로 이루어진 거대한 맨틀을 갖는다.

화성은 어떠한가. 여기서는 온도가 더 낮고 그 결과 중심핵은 니켈과 철이 아니라 주로 황화철로 이루어지고, 맨틀은 산화철과 물이 다량으로 포함된 감람석으로 이루어져 있다.

이상의 응결모델이 예측한 행성들의 화학조성은 모두 관측 사실과 일치한다.

일반적으로 응결 모델은 행성의 알려진 화학 조성을 설명하기 위해 최저의 온도를 필요로 한다. 그러한 온도는 대략 수성에 대해서는 1천4백K, 금성은 9백K, 지구는 6백K, 화성은 4백K, 그리고 목성은 2백K 정도이다.

성운의 중심 영역에서 태양이 형성되면 성운 안쪽의 원시행성과 미행성 주위에 있는 얼음 물질들은 증발된다. 강한 태양의 복사압과 태양풍 입자들은 남아있는 가스입자들을 태양계 밖으로 밀어낸다.

남아있던 미행성 조각들은 행성의 중력에 끌려 행성을 때리고 이로 인해 행성의 표면은 온도가 올라간다. 내부도 방사능 붕괴로 온도가 올라가서 물질을 녹인다. 그렇게 되면 밀도가 높은 니켈과 철 등은 중심으로 가라앉고 밀도가 작은 규산염 등이 위로 부상하여 지각 부근에서 냉각된다. 이것이 지구형 행성의 행성과 진화의 주요 과정이다.

이 모델에서 화성과 목성 사이에 흩어져있는 소행성들은 목성의 중력 섭동에 의해서 행성으로 자라지 못한 미행성으로 생각되고 있으며, 운석이나 혜성은 아직도 우주공간을 떠도는 미행성들로 여겨지고 있다.