태양계의 형성과 진화

태양계의 형성은 약 46억 년 전 거대한 분자 구름의 작은 부분이 중력 붕괴*하면서 시작되었습니다. 붕괴한 질량의 대부분은 태양이 형성될 때 중심에 모였고 나머지는 행성, 달, 소행성 및 기타 작은 태양계를 이루는 원시 행성 원반으로 편평해졌습니다.

 

성운 가설로 알려진 이 모델은 18세기에 에마누엘 스베덴보리(Emanuel Swedenborg), 임마누엘 칸트(Immanuel Kant), 피에르 시몬 라플라스(Pierre-Simon Laplace)에 의해 처음 제안되었습니다. 이 가설은 이후 천문학, 화학, 지질학, 물리학 및 행성 과학을 포함한 다양한 과학 분야에서 연구되었습니다. 1950년대 우주 시대가 시작되고 90년대 외계 행성이 발견된 이후, 이 모델은 새로운 관측 결과에 따라 더 섬세하게 발전되었습니다.

 

태양계는 초기 형성 이후 진화를 거듭해 왔습니다. 대부분의 위성은 모행성을 공전하는 가스와 먼지 원반으로 형성되었습니다. 물론 독립적으로 형성되어 나중에 행성에 포획된 경우도 있고 달과 같이 대규모 충돌로 생긴 위성들도 있습니다. 천체 간의 충돌은 오늘날에도 일어나고 있습니다. 많은 과학자는 천체 간의 충돌이 태양계 진화의 핵심적인 역할을 했을 것이라고 생각합니다. 해왕성 너머에는 아행성 단위의 천체들이 형성되었으며 이미 관측된 것만 해도 수천 개에 이릅니다. 이 해왕성 횡단 천체들은 행성과 달리 대부분 행성 평면에 기울어진 편심 궤도를 따라 이동합니다. 현재 행성들의 위치는 중력 상호 작용으로 일어난 결과입니다.

 

약 50억년 후에 열을 잃고 차가워진 태양은 팽창하여 현재 직경의 몇 배로 커질 것입니다. 바깥쪽 가스층은 행성상 성운으로 떨어져 나가고 태양은 핵만 남아 백색 왜성이 됩니다. 먼 미래에는 태양계에서 가까운 별의 중력으로 인해 태양과 행성 간의 활동이 점차 감소할 것입니다. 일부 행성은 파괴되고 다른 행성은 성간 공간으로 방출될 수 있습니다. 결국 수백억 년이 지나면 태양 주위를 공전하는 천체가 하나도 존재하지 않게 됩니다.

 

 

역사

기원전 250년 전, 고대 그리스의 천문학자 아리스타코스(Aristarchus)는 지동설을 최초로 주장했습니다. 하지만 당시 주류 학설인 천동설 때문에 지동설은 16세기 니콜라우스 코페르니쿠스(Nicolaus Copernicus)가 재발견하기까지 역사의 뒤안길에 숨어 지내야만 했습니다. 즉, 천체 관측의 역사 중 거의 대부분의 시간은 우리가 현재 알고 있는 태양계의 존재를 인정하지 않았기 때문에, 당연하게도 "태양계 형성과 진화"를 연구하려는 시도는 전무했거나 또는 잘못된 방향의 연구들만 있을 뿐이었죠. 공식적으로 "태양계"라는 용어가 처음으로 사용된 것은 1704년부터입니다.

 

현재 태양계 형성에 대한 표준 이론인 성운 가설 또한 초기에는 찬반 토론이 치열했습니다. 그중 가장 주요했던 비판은 행성들과 비교했을 때 태양의 상대적인 각운동량 부족을 설명할 수 없다는 것이었습니다. 하지만 80년대 초부터 이뤄진 어린 별들에 대한 연구 결과는 성운 가설이 예측한 결과와 거의 정확히 일치했고, 성운 가설은 거의 이견이 없는 주류 이론이 됩니다.

 

아서 스탠리 에딩턴(Authur Stanley Eddington)은 아인슈타인의 상대성 이론을 통해 태양의 에너지가 핵융합 반응(중심핵에서 수소를 헬륨으로 융합)에서 나온다는 것을 확인했습니다. 그는 더 나아가서 다른 원소들도 별 안에서 형성될 수 있다고 주장했습니다. 프레드 호일은 적색 거성에서 수소, 헬륨보다 더 무거운 원소들이 만들어진다고 주장함으로써 에딩턴의 이론을 뒷받침했습니다. 

 

전 태양 성운(Presolar Nebula)

성운 가설에 따르면 태양계는 거대한 분자 구름 조각의 중력 붕괴로 형성되었으며, 아마도 울프-레이 버블의 가장자리에 있었을 것으로 추정됩니다. 구름의 지름은 약 20파섹(65광년)이었고, 파편의 지름은 약 1파섹(3.5광년)이었습니다. 파편의 추가적인 붕괴로 인해 크기가 0.01-0.1파섹(2,000-20,000AU)의 밀도 높은 중심핵이 형성되었습니다. 지금의 태양계는 이러한 붕괴한 파편(전 태양 성운으로 알려진) 중 하나입니다. 태양의 질량보다 약간 큰 이 영역의 구성은 현재 태양과 거의 같았으며, 수소와 빅뱅 핵 합성에 의해 생성된 헬륨 및 미량의 리튬이 질량의 약 98%를 차지했습니다. 나머지 질량의 2%는 이전 세대의 별에서 핵 합성에 의해 생성된 더 무거운 원소로 구성되었습니다. 

 

전 태양 성운 시대에 형성된 것으로 추정하는 운석에서 발견한 최초의 고체 물질의 연대는 45억 6천 8백 20만 년으로 보통 우리는 이것을 태양의 나이라고 정의합니다. 고대 운석에 대한 연구에서는 폭발하는 짧은 수명의 별에서만 형성되는 iron-60과 같은 짧은 수명의 동위원소 흔적을 보여줍니다. 이는 근처에서 하나 이상의 초신성이 발생했음을 나타냅니다. 초신성에 의한 충격파는 구름 내에 상대적으로 밀집된 영역을 생성하여 이 영역들이 붕괴하도록 함으로써 태양의 형성을 촉발했을 수 있습니다. 질량이 크고 수명이 짧은 별들만 초신성을 생성하기 때문에, 태양은 오리온성운과 유사할 수 있는 거대한 별을 생성하는 큰 별 형성 영역에서 형성되었을 것입니다.

 

각운동량의 보존 때문에 성운은 붕괴하면서 더 빨리 회전했습니다. 운동에너지 또한 열로 변환됐습니다. 성운 내 물질이 응축하고 원자들이 점점 더 높은 빈도로 충돌했기 때문이었죠. 질량의 대부분이 모인 중심 온도는 주변보다 더 상승했습니다. 약 10만 년 동안 중력, 가스 압력, 자기장, 회전의 힘으로 수축 성운은 지름 약 200AU의 회전하는 원형 행성 원반으로 발달했고 중심에 뜨겁고 밀도 높은 원형 별(수소 융합이 아직 시작하지 않은 별)을 형성했습니다.

 

5천만 년 후에는 태양이 주계열성으로 알려진 전성기로 진입하기 시작했습니다. 태양 중심부의 온도와 압력이 매우 높아져 수소가 헬륨으로 융합하기 시작했고, 유체 정역학적 평형이 달성될 때까지 중력 수축에 대항하는 내부 에너지원을 생성했기 때문이었습니다. 태양은 오늘날에도 주계열성으로 남아 있습니다.