47억 년 전 태양계는 어떻게 해서 태어났는가?(1/2)

47억 년 전 태양계는 어떻게 해서 태어났는가?(1/2)

 

 

 

 

세계적인 베스트셀라 『우아한 우주』의 저자 브라이안 그린에 의한 신작 『시간의 끝까지』에서 본문의 일부를 소개하는 시리즈 제5회이다.

어째서 물질이 생겨나고 생명이 탄생하고 우리들이 존재하는가. 팽창을 계속하는 <진화하는 우주>는 우리들을 어디로 데리고 가려는가. 시간의 시작인 빅뱅에서 시간의 끝인 우주의 종언까지를 장대한 스케일로 그려낸 이 가장 근원적인 물음에 답하는 본서에서 이번 회는 태양계가 어떻게 해서 태어났는지를 해명한다.

 

태양은 우주창생부터 세어서 3대째의 항성

 

나이 45억을 지나서도 태양은 우주의 신입자이다. 태양은 우주의 제1세대의 항성의 하나가 아니었었다. 항성의 선구자가 된 제1세대의 별들은 인플레이션의 팽창으로 공간전체에 끌려 뻗은 물질과 에너지의 밀도로 생긴 양자 흔들림으로 생겼다. 그 일련의 프로세스를 컴퓨터 시뮬레이션을 한바 제1세대의 항성들이 핵융합을 시작한 것은 빅뱅에서 1억 년 정도가 지나 우주가 새로운 격동의 시대에 들어갈 무렵이었다는 것이 밝혀졌다.

제1세대의 항성들은 태양 질량의 수백 배에서 수천 배의 질량을 가진 거성이었을 가능성이 높고 그런 별들은 맹렬한 세력으로 연료를 다 써서 재빨리 죽음으로 끝났다.

 

그 중에서도 무서운 항성은 중력이 너무나 강한 때문에 격한 폭발적인 수축으로 일생을 마치고 사후에는 블랙홀이 되었을 것이다. 블랙홀은 우리들의 여행의 최후로 주로 초점이 되고 극단으로 배치된 물질이다.

제1세대의 항성들 중에서도 그다지 질량이 크지 않은 것은 초신성폭발로 일생을 마쳤을 것이다. 초신성폭발은 복잡한 원자를 공간에 흩어 뿌릴 뿐 아니라 차세대의 항성을 만드는 프로세스의 일보이기도 하였다.

 

초신성폭발의 충격파는 원래의 항성을 산산이 불어 날리고 그 항성을 구성하고 있는 원자들을 막대한 힘으로 압축하여 융합시켰다. 그리하여 압축된 영역은 주위보다도 밀도가 높기 때문에 보다 큰 중력으로 둘레의 입자를 끌어당기어 새로운 중력의 눈사람 현상을 일으키고 차세대의 항성 탄생으로 이어지는 도정의 제1보가 되었다.

 

태양이 태어난 장소

 

태양물리학자들은 태양의 조성--현재의 태양에 포함된 무거운 원소의 존재량으로 분광학적인 측정으로 결정된다.--에 기초하여 태양은 제1세대의 항성의 손자일 것이라고 생각하고 있다.

 

제3세대의 등장이다.

그러나 태양이 태어난 장소는 아직 잘 모르고 있다. 이제까지 들었던 후보의 하나로 메시에 67 (Messier Object 67/ M67 게자리에 있는 산개 성단이다. 거리는 270 광년이며, 겉보기등급 6.1이다)로서 알려진 영역이 있다. 그 영역은 태양계에서 3000광년 정도 떨어진 곳에 있어서 화학조성이 태양과 닮은 항성의 그라스타(집단감염)를 포함하고 있는 듯하여 밀접한 가족적 유사함이 있는 듯하다.

미해결의 문제는 태양, 및 태양계의 혹성들(혹은 후의 혹성이 될 수 있는 원시 혹성계 원반)은 어떻게 해서 그렇게 멀리 떨어진 별의 요람에서 내쫓기어 여기까지 표류하였는가 하는 것이다. 태양과 혹성이 걸어온 길에 관한 연구 중에는 메시에67로 태양이 탄생할 가능성은 거의 없다고 결론짓는 것도 있지만 원래의 가정에 여러 가지 수정을 베풀 것을 제안하는 연구 중에는 유망할 것 같은 결과를 내고 있는 것도 있다.

 

혹시 조금 자신을 가지고 말하면, 47억 년 정도 전에 수소와 헬륨, 그리고 이것들보다 조금 복잡한 원자를 약간 포함한 가스운의 영역을 초신성의 충격파가 통과하였을 것이라는 것이다.

그 충격파는 가스운의 일부를 압축하고 압축된 부분은 주위보다도 밀도가 높아져서 중력이 강해지고 항성의 근본이 되는 가스를 끌어들였다. 가스운은 수만 년 정도 걸쳐서 수축하고 마치 스케이트 선수가 우아하게 돌면서 팔을 당기는 것처럼 최초는 서서히 차차 속도를 올리면서 회전을 시작했다.

도는 스케이트선수는 외향으로의 힘을 경험하지만(스케이트 선수의 무대에서의 자유롭게 움직일 수 있는 부분이 외향으로 넓어지는 것은 그 힘 때문이다.) 회전하는 가스운도 그것과 같이 외향의 힘을 받아서 넓어지고 중심부의 작은 구형영역을 둘러싼 원반상이 되어서 회전하는 영역이 생겼다.

 

그 가스운은 5000만 년에서 1억 년 정도 사이에 중력이 있는 경우의 엔드로픽 투스텝을 확실한 보조로 계속 춤을 추었다. 구형의 중심부는 중력으로 압축되어 점점 고온 고밀도가 되었음에 대하여 주변의 물질은 거의 저온 저밀도가 되었다. 중심부의 *엔트로피는 감소하여 주변부의 엔트로피는 그것을 매워서 다시 증대하였다. 중심부의 온도와 밀도는 계속 높아지고 마침내 핵융합을 시작하기 위한 문턱을 넘었다.

===*엔트로피 (entropy）

엔트로피는 열역학적 계의 유용하지 않은 에너지의 흐름을 설명할 때 이용되는 상태 함수다. 통계역학적으로, 주어진 거시적 상태에 대응하는 미시적 상태의 수의 로그로 생각할 수 있다. 엔트로피는 일반적으로 보존되지 않고, 열역학 제2법칙에 따라 시간에 따라 증가한다. 위키백과===

 

태양의 탄생이다.

 

태양이 형성된 후에 남은 물질은--그 양은 약간으로 소용돌이상인 가스운을 형성하고 있던 물질의 1%의 수십 분의 1정도에 지나지 않다.- 그 후 수백 만 년에 걸쳐서 중력 구름 덩이 현상을 몇 번이나 일어나 끌어 모여서 태양계의 혹성들이 되었다.

가볍고 휘발성이 높은 물질--수소, 헬륨, 메탄, 암모니아, 물 등--은 태양의 강한 방사에 의하여 불어날려 외측으로 퍼지는 저온영역에 모였다. 그래서 된 것이 가스 거대혹성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이다.

철이나 니켈이나 알루미늄 등 보다 무거운 원소는 태양에 가깝고 보다 온도가 높은 환경에 머물러서 태양계 내측에는 수성, 금성, 지구, 화성이라는 작고 단단한 혹성이 되었다. 혹성들은 태양보다 훨씬 질량이 작기 때문에 그 정도의 무게라면 자신들이 가진 원자에 고유한 저항력으로 압축에 견딜 수가 있다.

혹성의 중심부라도 역시 온도와 압력은 상승하지만 핵융합이 시작되는 레벨에는 멀고 생명으로서는 고맙게도 혹성의 환경은 비교적 온화한 것이 되었다. 그런 환경은 우리들과 같은 생명으로서는 틀림없이 고맙고 어쩌면 우주의 모든 생명에도 그런지 모른다. *

 

일본어원문=47億年前、太陽系はどのようにして生まれたのか

출처=https://gendai.ismedia.jp ›