우주의 역사를 단 한 문장으로 표현하자면 '우주 속의 모든 것은 최초의 단순하던 것에서 점차 정교해진 것으로 바뀌어 왔다.'고 말할 수 있다. 갓 태어난 우주에는 가장 간단한 원소인 '수소(H)'와 '헬륨(He)'밖에 존재하지 않았다. 그리고 이것을 재료로 해 항성 속에서 더욱 복잡한 원소가 만들어지기 시작했다. 어느새 균일하던 우주의 물질에 농담(濃淡; 짙고 옅은 정도)이 생겨났고, 짙어진 곳이 더욱 짙어지면서 은하나 그 집단, 항성들이 생겨났다. 지구에서는 생명도 태어났다. 오랫동안 단세포 시대가 지속되었고, 다양하고 복잡한 생물종이 만들어졌으며, 그중 과학을 하는 지성인 '인류'도 탄생했다.
0. 목차
- 우주의 탄생
- 별의 일생
- 태양계 및 지구의 형성
1. 우주의 탄생
1-1. 우주의 탄생
'우주의 탄생'에는 우리들 주변의 지식이나 물리학을 단순하게 적용할 수가 없다. 우리는 보통 시간이나 공간을 항상 존재하는 것이라고 생각한다. 하지만 우주의 시작은 공간이나 시간 자체의 시작이다. 따라서 '우주의 탄생'에 대해 탐구하려면 일상적인 감각에서 벗어나야만 한다.
어떤 설에서는 우주가 '무(無)'에서 생겨났다고 말한다. '무(無)'라는 것은 물질과 공간, 시간조차도 없는 상태이다. 하지만 '무(無)'가 아무것도 아니라는 의미라는 아니다. '양자 역학(Quantum Mechanics)'에 의하면 극히 작은 '우주'가 태어나서 사라지기를 되풀이한다고 한다. 그 무수한 '우주' 중에 하나가 어떤 원인으로 사라지지 않고 '인플레이션(inflation)'을 일으켜 성장한 것이 우리 우주라고 한다.
그리고 갓 태어난 우주는 시간이나 공간의 차원 수도 지금과 달랐을 수가 있다. 어떤 설에 의하면, 탄생 시점에는 우주가 11개의 차원을 가지고 있었지만 여분의 차원은 작아서 보이지 않은 상태가 되어, 공간의 3차원과 시간의 1차원만 보이게 되었다고 한다. 이 설에서는 현재에도 우리가 감지할 수 없는 차원이 존재한다고 본다.
1-2. 인플레이션과 빅뱅
우주의 탄생 직후 '1조 분의 1'초 미만의 짧은 극히 짧은 시간에 '인플레이션'이라고 불리는 맹렬한 팽창을 일으켰다. 경이적인 크기를 가진 '진공 에너지'가 갓 생겨난 우주 공간을 팽창시킨 것으로 생각된다. 이 팽창의 비율을 예로 들자면 바이러스 정도의 크기의 공간이 은하단 이상의 크기가 되는 상상을 초월하는 팽창이었다. 인플레이션 중에는 진공의 불균일함이 밀도의 불균일함을 일으켰을 것이다. 이 불균일함이 현재 우주 구조의 '씨앗'이었다.
인플레이션에 의해 진공의 우주가 된 후, 우주에 차 있던 진공 에너지는 열로 변했다. 이 엄청난 양의 에너지에 의해 우주는 가열되었고, 초고밀도의 불덩어리가 되었는데 이것이 빅뱅의 시작이었다. 그 안에는 '빛(광자)'을 포함해 대량의 소립자가 생겨났다. 소립자란 이 세계의 물질을 흩어지게 했을 때, 그 이상 나누어지지 않는 최소의 것이다. 소립자에는 두 종류가 있었다. 하나는 '입자(Particle)'이고 다른 하나는 '입자와 반응하면 빛을 내고 소멸해 버리는 '반입자(Antiparticle)'이다. 어떠한 이유로 입자보다 반입자가 10억 개에 1개 정도 적었으므로 우주 초기에 있던 반입자는 모두 소멸하였다. 미세하게 남은 입자가 현재 우주에 있는 물질의 토대가 된 것이다.
1-3. 원자핵의 형성 (우주의 팽창과 냉각)
우주 탄생 직후 약 3분의 시간 동안에는 우리 주위에 있는 모든 물질의 토대가 생겨났다. 원래 초고온의 우주에서는 물질의 토대인 '소립자(Particle)'가 제각각 흩날리고 있었다. 우주는 팽창을 계속하면서 차가워졌다.
약 1조 ℃가 되자 소립자 중 '쿼크(Quark)'라는 것이 모여 '양성자(Proton)'나 '중성자(Neutron)'가 되었다. 점점 더 차가워져 약 10억 ℃가 되었을 때는 양성자나 중성자가 모여 원소 중에서 가장 가벼운 소수나 헬륨의 '원자핵'이 잇달아 생겨났다. 이때 생긴 원자핵의 92%는 수소였고 8%는 헬륨이었다. '원자핵(Atomic Nucleus)'이란 '원자(Atom)'의 중심에 있는 작은 덩어리이다. 그리고 원자핵을 중심으로 그 주위에 전자가 움직이는 구조를 가진 것을 '원자'라고 하고 원자 중에서도 같은 성질을 가진 것을 '원소(Element)'라고 한다. 현재에는 100종 이상의 원소가 있다고 알려져 있으며 이 세상의 모든 물질은 이 원소의 조합으로 생겨난다. 이 빅뱅 초기의 3분 동안에 '수소(H, 원자번호 1번 원소)', '헬륨(He, 원자번호 2번 원소)' 그리고 극히 적은 양의 '리튬(Li, 원자번호 3번 원소)'과 '베릴륨(Be, 원자번호 4번 원소)' 등의 가벼운 원소가 생겨났다. 그리고 나중에 이 수소를 원료를 하여, 별 안에서 무거운 원소도 만들어지게 된다.
- 작열 우주의 시대(빅뱅): 우주는 생겨난 직후 고온 고밀도의 작열 상태(빅뱅)였다. 이때 우주에는 광자(빛의 입자)나 '쿼크(Quark)', '전자(Electron)' 등의 '소립자(Particle)'와 그 '반입자(Antiparticle)'인 '반쿼크(Antiquark)'나 '양전자(Positron)'가 활발하게 흩날렸다. 쿼크 가운데 '업쿼크(Up Quark)'와 '다운 쿼크(Down Quark)'는 양성자나 중성자를 만들고 있는 소립자이다.
- 양성자, 중성자 형성의 시대 (약 1조 ℃): 우주가 팽창해 온도가 내려가자 '업쿼크(Up Quark)'와 '다운 쿼크(Down Quark)', '반업쿼크(Anti-Up Quark)'와 '반다운쿼크(Anti-Down Quark)'가 결합해 '양성자(Proton)', '중성자(Neutron)', '반양성자(Antiproton)', '반중성자(Antineutron)'가 생겼다. 양성자는 업쿼크 2개와 다운쿼크 1개, 중성자는 업쿼크 1개와 다운쿼크 2개로 이루어진다. 양성자와 반양성자, 중성자와 반중성자는 즉시 충돌해 빛을 내고 소멸하기 시작한다. 10억 개가 쌍으로 소멸하면 나중에는 1개 만의 입자(양성자, 중성자)가 남는다.
- 양전자 소멸의 시대 (약 40억 ℃): 온도가 점차 내려가자 마침내 전자와 양전자가 빛을 내고 소멸하기 시작한다. 양전자는 모두 사라지고, 아주 조금남은 전자의 수는 양성자의 수와 같은 양이 되었다. 그리고 이 무렵에는 아주 무거운 중성자가 가벼운 양성자로 변하는 과정도 진행되었다. '중성자(Neutron)'는 '양성자(Proton)'와 '전자(Electron)', '반중성미자(Antineutrino)'로 붕괴되는 것이다.
- 원자핵 합성의 시대 (약 10억 ℃): 온도가 더 내려가자 일부의 양성자와 중성자가 충돌해 달라붙었다. 몇몇 양성자와 중성자는 한 덩어리가 되어 '중수소 원자핵(양성자 1개와 중성자 1개)'이나 '헬륨 원자핵(양성자 2개와 중성자 2개)' 등이 생겼다. (수소의 경우 1개의 양성자가 그대로 수소 원자핵이 됨) 이때까지 남아있던 중성자는 거의 모두 '헬륨 원자핵'으로 들어가게 된다.
1-4. 원자의 형성 (우주의 맑게 갬)
빅뱅 후의 우주는 계속 팽창했고 그에 따라 밀도가 내려가 차가워졌다. 하지만 얼마 동안은 여전히 뜨거웠기 때문에, 미립자의 하나인 '전자(Electron)''는 '양성자(Proton)' 등과 결합하지 않고 대량으로 자유롭게 흩날렸다. 빛은 전자와 반복해서 충돌했기 때문에 똑바로 나아갈 수 없었다. 이때의 우주는 안갯속처럼 멀리 내다볼 수 없는 불투명한 우주였던 것이다.
하지만 우주가 탄생한지 약 38만 년 후, 우주의 온도가 약 3000℃까지 내려가자 전자와 양성자가 결합해 수소원자가 결합하면서 자유로이 흩날리던 전자는 거의 다 없어졌다. 이에 따라 전자에 방해되어 똑바로 나아가지 못하던 빛이 똑바로 나아갈 수 있게 되었다. 이렇게 해서 우즈는 안개가 걷히듯이 앞을 내다볼 수 있게 되었다. 이것을 '우주의 맑게 갬'이라고 한다. 우리는 이때 해방된 빛을 '우주 마이크로파 배경 복사'로 관측할 수 있다. 이 복사의 측정에 성공한 것이 뒤에 나오는 'COBE 위성'의 관측 성과이다. 최근에는 WMAP 위성에 의해서도 상세하게 관측되고 있다. '우주 마이크로파 배경 복사'는 우주가 불덩어리였던 시대를 전해 주는 가장 오래된 화석이라고 말할 수 있을 것이다. 우주가 맑게 된 시대에 생긴 원자는 마침내 최초의 별들의 재료가 되었다.
1-5. 우주 마이크로파 배경 복사
우주가 탄생한 뒤 38만 년 후, 맑아진 우주의 모습을 우리에게 직접 보여주는 것이 바로 '우주 마이크로 배경 복사(Cosmic Microwave Background Radiation)'이다. '우주 마이크로 배경 복사'는 1964년에 '아노 펜지어스(Arno Allan Penzias, 1933~)' 박사와 '로버트 윌슨 박사가 발견하였는데, 이 발견은 우주가 '빅뱅(Big Bang)'이라는 고온 상태에서 시작되었음을 증명하는 것이었다. 두 사람은 이 발견으로 1978년에 '노벨 물리학상'을 수상했다. 하지만 빅뱅이 일어났다는 사실을 완전하게 증명하기 위해서는 지상에 닿지 않는 파장으로 관측하는 것도 필요했다. 빅뱅이 일어날 때 나타난다고 생각되는, 열의 측면에서 매우 잘 섞인 상태에서는, 파장에 따른 전파의 강도가 '플랑크 분포(Planck distribution)'라는 특별한 관계를 가진다는 사실이 알려져 있기 때문이다.
'우주 마이크로 배경 복사'가 '플랑크 분포(Planck distribution)'를 이루고 있는 지를 증명하기 위해 발사된 것이 바로 1989년, NASA가 발사한 인공 위성인 'COBE 위성'이다. 'COBE 위성'은 '우주 마이크로 배경 복사 전파'의 강도를 탑재한 차가운 액체 헬륨이 내보내는 복사와 비교함으로써 '플랑크 분포'임을 증명하고 그 온도가 절대온도 2.725K(-270.425℃)라고 측정했다.
현재 우주에는 '은하(Galaxy)'나 '은하단(Cluster of galaxies)', '대규모 구조(Large Scale Structure)' 등 다양한 구조가 있음이 관측으로 밝혀져 있다. 이런 구조는 우주 초기의 인플레이션 시대에 양자적으로 만들어진 물질 분포의 불균일함이, 중력에 의해 주위 물질을 모아 키워 나감으로써 생겨났을 것이다. 인플레이션 시대에 만들어졌다면, 맑게 갠 시대에도 그 불균일함이 존재했음에 틀림없다. 그것이 '우주 마이크로 배경 복사'의 '온도의 불균일(하늘의 방향에 따른 온도 차이)'이다.
'COBE 위성'에는 배경 복사 온도의 불균일을 측정하는 검출기도 탑재되어 있고 '적외선 배경 복사를 측정하기 위한 장치'도 탑재되어 있다. COBE 위성은 대기에 방해받지 않는 인공위성에서만 가능한 매우 높은 높은 정밀도의 관측을 실시해, 사상 최초로 '우주 마이크로 배경 복사'와 온도 불균일을 측정하는 데 성공하였다. '존 매서 박사(John C. Mather, 1946~)'와 '조지 스무트(George F. Smoot, 1945~) 박사는 '플랑크 분포'의 증명과 온도 불균일의 측정의 업적에 대해 기여를 하여 2006년에 '노벨 물리학상'을 받았다.
1-6. '원시 은하'의 탄생과 진화
빅뱅이 일어난지 약 38만 년 후, 맑게 갠 우주는 암흑 물질과 중성 수소 원자로 가득 찼고 배경 복사 이외에는 빛이 없는 암흑세계가 되었다. 암흑 물질의 밀도 불균일 또한 점점 커져 그 중력으로 인해 물질이 모여 많은 별들이 일제히 탄생했다. 이때 생긴 '원시 은하'는 약 3억 년 무렵에 곳곳에 생겨나, 무수한 충돌과 합체를 되풀이해 오늘날의 '타원 은하'나 '나선 은하'로 성장했을 것이다.
은하가 충돌 합체하면 그것을 계기로 새로운 별이 생겨난다. 어린 별에서 나온 강한 자외선은 은하 사이 공간의 가스를 이온화한다. 빅뱅에서 약 10억 년 후 우주 공간에 떠다니는 가스가 다시 이온화한 것은 확인되었다. 그러면 원시 은하는 언제 어느 정도 생겨났고 우주의 '재이온화'는 어떻게 진행되었을까? 이 문제를 규명하려면 실제로 그 시대의 먼 은하를 발견해서 조사해야 한다.
1998년에 완성된 적외선 망원경 '스바루 망원경'은 머리털자리의 한 모퉁이에 목표를 정해 광각 카메라로 우주의 깊은 곳까지 철저히 탐사하였다. 많은 필터로 아주 어두운 천체까지 촬영하여, 개개의 은하의 성질과 거리를 조사했다. 그리고 어린 은하가 내는 수소 원자의 '라이먼 알파선(Lyman-alpha line: 파장 1216A의 수소의 스펙트럼선)'을 포착하는 특수 필터를 이용해 먼 은하를 탐사한 결과 가장 먼 은하 Best 10개 중 9개를 '스바루 망원경'으로 발견하는 데 성공하였다.
빅뱅 후 8억 년의 시대를 겨냥한 관측에서는 밝은 은하의 수가 예상보다 적다는 사실이 밝혀졌다. 이 시대에는 원시 은하가 발달하지 않았든가, 우주의 재이온화가 완료되지 않았을지도 모른다. '원시 은하' 탄생과 진화의 연구가 흥미진진한 경지로 들어서고 있다.
1-7. '별(항성)'의 탄생
우주에서 최초의 별이 언제쯤 태어났는지는 아직 정확하게 알 수 없으나, 최신 관측 결과 빅뱅으로부터 약 7억 8000만년 후에는 은하가 생겼다는 사실을 알아낼 수 있었다. 최초의 별은 우리가 보고 있는 태양과는 달리 수백 배 정도의 무게를 가진 매우 거대한 별이었다고 생각된다. 우주 최초로 생긴 이 거대한 별은 수백만 년의 수명 동안에 여러 가지 원소를 별 내부에서 만들어냈다. 그리고 '초신성 폭발(Supernova Explosion)'로 죽음을 맞이하며, 여러 가지 원소를 우주에 흩뿌렸다. 이렇게 해서 흩어진 원소는 다음 세대의 '씨앗'이 되었다.
초신성이 폭발할 때에는 대량의 에너지가 발생한다. 그리고 이 에너지는 보통의 빛뿐만 아니라 소립자의 하나인 '중성미자', 시공을 뒤트는 파동인 '중력파', 고에너지의 전자기파인 '감마선' 등 여러 가지 형태로 방출된다. 그래서 빛뿐만 아니라 '중성미자'나 '중력파' 등을 포착하여 다음 세대의 별의 '씨앗'을 만들어낸 최초의 별을 관측하려 하고 있다.
2. 별의 일생
2-1. 별의 일생
우주의 별에게도 생물과 같은 탄생과 죽음의 과정이 있다. 별의 일생의 길이와 진화는 그 별의 무게에 따라 정해진다. 은하 안에서 '성간 물질(Interstellar Matter)'이 모여 별이 만들어지고 그렇게 생긴 연료를 다 사용하면 일생을 마치는 것이다. 태양의 질량을 기준으로 별의 일생을 비교해보자.
- 태양 질량의 0.08배 이하: 태양의 0.08배보다 작은 질량으로 태어난 별을 '갈색 왜성'이라고 한다. 갈색 왜성에서는 중심의 온도가 충분히 올라가지 않아, 수소 핵융합 반응이 일어나지 않는다. 아주 조금 존재하는 중수소의 핵융합 반응만 단기간 일으키고 그 후에는 서서히 차가워지며 여생을 보낸다.
- 태양 질량의 0.08~10배: 태양의 0.008배~10배 정도의 질량을 가진 별은 중심부의 온도가 충분히 높아지므로, 수소가 핵융합을 일으키고 중심부의 수소를 다 태울 때까지 계속 빛난다. 이와 같은 별은 최후에 '행성상 성운'이 되고 별의 핵은 '백색 왜성'으로 남게 된다. 중심부의 수소가 핵융합을 일으켜 빛나는 단계의 별을 '주계열성'이라고 하고 '주계열성'으로 빛나는 기간은 그 별의 질량에 의해 정해진다. 태양보다 가벼운 별은 100억 년 이상 주계열성으로 계속 빛나지만, 태양보다 10배 무거운 별은 핵융합 반응이 심하게 일어나 연료인 수소가 많아도 수명이 수천만 년밖에 되지 않는다.
- 태양 질량의 10배 이상: 태양보다 10배 이상 무거운 별의 탄생 모습은 아직 정확히 알려지지 않았다. 왜냐하면 이렇게 무거운 별은 그 수가 매우 적어서 관측하기가 어렵기 때문이다. 이런 무거운 별은 짧은 생애의 마지막에 '초신성 폭발(Supernova Explosion)'이라는 우주에서도 최대급 폭발을 일으킨다. 초신성 폭발'이 일어날 때 여러 가지 원소를 우주에 흩뿌리고, 그 뒤에는 중성자별이나 블랙홀이라는 초고밀도의 천체를 남긴다.
2-2. 원소의 대순환
은하 안에서 성간 물질이 특별히 많이 모인 부분을 '분자운(Molecular Cloud)'이라고 한다. '분자운'의 주성분은 수소 분자이지만 물이나 일산화탄소, 암모니아, 알코올 등 우리에게 친숙한 분자들도 아주 조금 포함되어 있다. '분자운' 속에 포함된 더욱 무거운 원소는 '분자운'이 만들어지기 전에 일생을 마친 별 내부의 '핵융합 반응'이나 무거운 별의 최후인 '초신성 폭발(Supernova Explosion)'로 만들어진 것이다. 이들 원소는 또 다음 세대의 항성에 들어가 핵융합 반응을 일으키는데 이렇게 생긴 별의 최후에 또다시 우주로 흩뿌려진다. 우주에서는 이와 같은 우주의 순환이 일어나고 있다.
'분자운'은 별을 만드는 장소가 되기도 한다. 분자운은 '절대 온도 10K(-263℃)'의 매우 저온이기 때문에 분자운 스스로 빛을낼 수 없다. '분자운'은 더 먼 곳에 있는 별이나 성운을 배경으로 해서 어두운 모습으로 보이기 때문에 '암흑 성운'이라고 불리기도 한다. 하지만 가까이 있는 별에서 나온 자외선에 쬐어 성운 자체가 빛나는 경우도 있다. 독수리자리 성운이나 오리온자리 대성운도 그 좋은 예다. 갓 태어난 무거운 별이 방출하는 강렬한 자외선에 붕괴운이 붕괴되고 그 과정에서 다음 세대의 별이 탄생하는 경우도 있다. 이렇게 해서 무거운 별 주위를 가벼운 별들이 에워싸는 '성단(Star Cluster; 은하보다 작은 규모로, 수백 개에서 수십만 개의 별로 이루어진 별들의 집단)'이 탄생한다. 별들도 주위의 환경의 영향을 받고, 주위의 환경에 영향을 끼치면서 탄생하고 성장해 간다.
2-3. 별의 탄생
'분자운(Molecular Cloud)' 중에서도 특히 물질이 많이 모여있는 곳에서는 질량에 의해 중력이 강해지고 나아가 많은 물질이 끌어당겨진다. 이렇게 성간 물질이 대량으로 모이면 '원시별'이 형성된다. 원시별 단계에서는 핵융합이 일어나지는 않지만 원시별은 스스로의 중력에 의해 주위의 물질을 끌어당긴다. 원시별은 대량의 성간 물질에 에워싸여 있기 때문에 가시광선은 차단된다. 그래서 천문학자들은 성간 물질에 잘 흡수되지 않는 적외선이나 전파를 관측할 수 있는 장치를 이용해 원시별의 모습을 상세하게 관찰한다. 이렇게 해서 밝혀지고 있는 원시별의 모습에는 두 가지 특징적인 요소가 있다.
하나는 원시별을 원반 모양으로 에워싸는 성간 물질의 존재이다. 원시별에 내려 쌓이는 물질은 이 원반을 통해 별 표면으로 떨어진다. 다른하나는 원시별에서 방출되는 고속의 가스 흐름인 '제트'이다. '제트(Jet)'란 천문학에서 자주 보이는 현상으로, 밀집천체의 '회전축(Rotation Axis)'을 따라 방출되는 물질의 흐름이다.
원시별은 주위의 성간 물질을 점차 끌어당겨 커지지만 끌어당긴 물질의 일부는 초속 100km가 넘는 '제트'가 되어 다시 원시별에서 날아간다. 이 제트가 주위의 분자운을 압출 또는 확산함으로써 다음 세대의 별 형성의 진행에 영향을 끼친다고 생각하는 천문학자도 있다. 이와 같은 활발한 현상을 보이면서 물질이 모여 중심의 온도와 압력이 높아지면 핵융합 반응이 시작된다. 원시별이 주계열성이 되어서 우주에서 빛나기 시작하는 것이다.
*HH47(Herbig Haro 47): 성간 물질에 가려 보이지는 않지만 왼쪽 아래에 원시별이 있고 여기서 거대 제트가 분출된다. 그 길이는 약 0.5광년에 달한다.
2-4. 주계열성 - 핵융합 반응
항성은 대부분의 시간을 '주계열성(Main Sequence star)'의 상태로 지내게 된다. 주계열성의 중심에서는 4개의 수소 원자핵이 하나의 헬륨 원자핵을 만들어 낸다. 이 반응을 '핵융합 반응(Nuclear Fusion Reaction)'이라고 부르는데 이 과정에서 막대한 에너지가 만들어진다. 주계열성으로 지내는 기간이 가장 길므로 별들 중에는 주계열성이 가장 흔하다.
'주계열성'에는 몇 가지 특징이 있다. 별은 은하 속에 균일하게 분포되어 있는 것이 아니라, 어떤 규모의 통합된 '성단(star cluster)'을 이루고 있는 경우가 많다. 왜냐하면 별은 분자운 속에서 집단으로 생겨나는 경우가 많기 때문이다. 예컨대 산개 성단인 '플레이아데스'는 비교적 어린 별들의 모임인데, 이 별들은 거의 같은 시기, 같은 장소에서 태어난 것으로 생각된다. 하지만 이 별들도 조금씩 다른 방향으로 움직여 오랜 시간이 지나면 성단의 모양이 무너지고 성단으로 인식되지 않게 될 것이다. 하지만 '구상 성단(globular cluster)'이라는 수십만 개의 별의 집단은 별의 중력에 의해 흩어지지 않는다. '구상 성단'은 비교적 늙은 별들로 구성되어 있지만 어떻게 만들어졌는지는 아직 수수께끼이다.
2-5. 적색 거성
항성은 나이를 먹으면크게 부풀어 붉게 빛난다. 이 상태의 항성을 태양보다 10배 이상 무거운 경우 '적색 초거성(Red Supergiant)', 그 이하의 경우 '적색 거성(Red Giant Star)'이라고 부른다.
'주계열성(Main Sequence)'을 빛나게 했던 연료인 '수소(H)'가 모두 사라지면 '수소'의 '핵융합 반응'이 멈춘다. 그리고 수소가 핵융합의 과정을 통해 만들어진 헬륨이 중심핵으로 존재한다. 이 중심핵은 점차 수축하면 중심핵 주위를 에워싸듯 존재하는 수소가 또 한 번 핵융합 반응을 일으킨다. 중심핵이 계속 수축하기 때문에 수소의 핵융합 반응은 더 활발해진다. 이렇게 늙은 별은 '적색 거성(Red Giant Star)'으로 진화하게 된다.
적색 거성으로 진화한 별의 중심에서는 수소 '핵융합 반응(Nuclear Fusion Reaction)'을 통해 만들어진 '헬륨(He)'이 '핵융합 반응'을 시작하고 그 결과 '탄소(C)'나 '산소(O)'가 만들어진다. 태양보다 10배 이상 무거운 적색 초거성의 중심부에서는 '탄소'나 '산소'가 다시 '핵융합 반응'을 일으켜 '규소(Si)'나 '철(Fe)' 등의 더 무거운 원소를 만들어 낸다. 이처럼 별은 핵융합 반응으로 여러 원소들을 만들어 내며 진화하고 결국 최후를 맞이한다.
2-6. 행성상 성운
태양처럼 비교적 가벼운 항성은 수명이 다하면 자신이 만든 물질을 우주로 방출하기 시작한다. 별은 '백색 왜성(White Dwarf)'이라는 고밀도의 핵만을 남기고 바깥층 부분은 녹듯이 우주 공간으로 퍼져나간다. 이것을 '행성상 성운(Planetary Nebula)'이라고 한다. 한편 핵융합 반응을 통해 만들어진 탄소나 산소 등의 원소는 '백색 왜성'으로 들어간다.
과거에는 행성처럼 둥글게 보여 '행성상 성운(Planetary Nebula)'이라는 이름이 붙었지만 망원경 기술의 발전에 따라 둥글거나 가늘고 긴 것 등 여러 가지 모양의 '행성상 성운'이 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 어떻게 해서 이처럼 다양한 모양이 만들어지는지는 아직 밝혀지지 않았다.
2-7. 초신성 폭발
태양의 10배 이상 되는 별들은 늙으면 크게 부풀어 올라 격렬한 폭발과 함께 일생을 마친다. 이것이 태양의 10억 배 이상으로 밝게 빛나는 '초신성 폭발(Supernova Explosion)'이다. 이 폭발은 산소 등의 원소를 우주로 흩날리기도 하지만 동시에 별 속의 원소를 순식간에 다른 원소로 바꾸어 버려 '금'이나 '은' 같은 '철'보다 무거운 원소도 만들어 낸다. 그리고 폭발의 중심에는 '중성자별(Neutron Star)'이나 '블랙홀(Black Hole)'이 만들어진다.
이것과는 다른 구조로 일어나는 '초신성 폭발'도 있다. 'la형 초신성'이라는 '초신성(Supernova)'은 '백색 왜성(White Dwarf)'과 쌍성을 이루는 대기가 '백색 왜성'에 흘러들어가 일어나는 폭발이다. 이웃 한별에서 흘러드는 가스에 의해 '백색 왜성'의 질량이 증가하는데 '백색 왜성'이 존재할 수 있는 질량의 한계인 '찬드라세카르 한계(태양 질량의 1.4배)'에 이르면 '백색 왜성'은 찌부러지기 시작한다. 이때 '백색 왜성'에 들어있는 탄소가 폭발적으로 '핵융합 반응'을 시작하고 '백색 왜성' 자체를 흩뿌리는 대폭발이 일어난다. 이 초신성이 생기는 과정에서 '철'이 만들어진다.
이런식으로 별들 속에서 만들어진 원소, 별들의 폭발로 만들어진 원소가 우주 공간으로 돌아간다. 이 원소들은 성간 물질에 에워쌓이고 다음 세대의 별로 다시 태어난다.
3. 태양계 및 지구의 형성
3-1. 원시 행성계 원반
태양계가 탄생한 것은 약 46억 년으로 생각된다. 몇 세대나 되는 항성의 일생을 거쳐 우주에 축적된 여러가지 원소들이 모여 태양이 형성되었고 태양 주위를 도는 가스나 먼지들은 지구를 비롯한 행성들이 되었다.
태양이 원시별 단계였을 때, 주위에는 원시 태양에 내려 그 일부가 되는 성간 물질이 대량 존재했다. 수백만 년의 세월에 거쳐 성간 물질들은 원시 태양으로 들어갔고, 일부는 원시별 제트나 항성풍에 흩날려 원시 태양의 주위는 점차 맑게 개였다. 원시 태양의 적도면에는 남은 '성간 물질'이 원반을 만들었을 것인데 이를 '원시 행성계 원반'이라고 한다. '원시 행성계 원반' 속에 들어있는 먼지와 가스가 원반 속을 도는 가운데 서로 부딪혀 합체해 성장해나갔다. 중력으로 주위의 먼지로 쓸어모았고 커진 것은 더욱 빠른 속도로 급격히 성장해 오늘날의 '지구'와 같은 '행성'들이 생겨났다. 태양계가 생겨난 과정을 조금 더 자세히 알아보도록 하자.
3-2. 태양계의 탄생
- 분자운에서 탄생하는 원시 태양계: 가스와 먼지의 덩어리인 '분자운'은 스스로의 중력에 의해 수축하기 시작했고 '분자운'은 회전의 원심력에 편평하게 찌부러졌다. 가스는 이 원반을 타고 중심으로 내려와 고온, 고밀도로 적외선을 내보내는 '원시 태양'이 되었다. 일부 가스는 양 극 방향으로 격려하게 뿜어졌고 성운에서 '각운동량(회전하는 물체의 운동량)'을 뽑아 내어 별의 수축을 도왔다. 주변에는 중심으로 떨어지지 않았던 태양 질량의 약 1/100 정도의 가스와 먼지가 에워싸 행성계의 모체가 되었다.
- 원시 태양계 원반과 먼지의 침전: 원시 태양을 에워싸는 원반의 주성분은 대부분 수소와 헬륨가스였다. 얇게 찌부러지는 가스는 압력의 반발로 수축이 멈추고 '원시 태양계 원반'이 되었다. 원반은 중심 가까이에서는 대단히 얇고, 멀어지면서 두께가 늘어난다. 참고로 지구 근방에서의 두께는 태양까지의 거리의 1/20정도였다. 고체 성분인 먼지는 마침내 원반 속에 가라앉아, 원반의 적도면에 층을 만들었다.
- 먼지에서 미행성으로 (~수십만 년): 먼지층은 중력적인 불안정성 때문에 분열해서 몇 km 크기의 '미행성'이 된다. 태양과 가까운 곳에서는 먼지가 따뜻해져 휘발하기 쉬운 성분이 탈해 암석질의 미행성이 생겼다. 그보다 바깥쪽에서는 얼음을 함유한 미행성이 성장했다.
- 원시 행성의 성장 (~수천만 년): 미행성은 충돌과 합체를 되풀이하면서 '원시 행성'으로 성장했다. 목성보다 먼 곳에서는 공전 속도가 느리고, 궤도의 간격이 넓기 때문에 원시 행성이 천천히 성장했다. 하지만 이들은 많은 미행성을 모을 수 있기 때문에 몇 배나 큰 원시 행성으로 성장할 수 있었다. 목성보다 먼 곳의 원시 행성은 고체 핵이 되어 가스를 모았고 거대 가스 행성이 될 수 있었다. 목성과 토성이 '거대 가스 행성'에 속한다. 하지만 더욱 바깥쪽의 영역에서는 고체 핵의 성장이 느리고, 성장했을 때 이미 원반 안의 가스가 모두 사라져 있었기 때문에 얼음 주체로 하는 행성인 '거대 얼음 행성'이 되었다. 천왕성과 해왕성이 '거대 얼음 행성'에 속한다. 만약 제9의 행성이 발견된다면 '거대 얼음 행성'일 것으로 보인다. 해왕성보다 바깥쪽에서는 '해왕성 궤도 통과 천체(TNOs)'라고 불리는 소천체가 많이 발견되었다. 이는 행성으로 성장하지 못했던 미행성들이 살아남은 것으로 보인다.
- 행성 형성의 최종 단계 (~수억 년): 행성계가 형성을 마치기까지 걸리는 시간은 수억 년 정도로 계산된다. 태양계를 만든 가스 원반은 수천만 년에 걸쳐 사라진 것으로 보인다.
3-3. 지구의 역사
지구가 탄생한 이후 오늘날까지 지구의 역사를 한 마디로 표현하면 '고온의 구체가 차가워져 가는 과정'이다.
- 마그마의 바다 (45억 600만~45억 년 전): 약 45억 년 전, 원시 행성과 미행성의 충돌 합체에 의해 탄생한 직후 지구는 아주 고온이었다. 지표의 암석은 모두 녹아 '마그마의 바다'였을 것으로 생각된다. 암석과 철로된 지구의 재료 물질에 갇혀 있던 가스 성분은 휘발되면서 두터운 원시 대기가 만들어졌다. 이 과정에서 수증기나 이산화탄소 등의 보온효과에 의해 지표의 온도는 1000℃ 이상까지 올라갔다. 마그마의 바다속에서 암석과 금속 철이 분리되었고, 무거운 철이나 니켈은 중심부로 스며들어가 핵이 되었다.
- 해양의 형성 (약 45억 년 전): 미행성의 충돌이 진정되자 지구의 온도는 내려가기 시작했다. 대기 속에 있던 다량의 수증기는 액체의 물이 되어 지표에 쏟아져 바다가 생겨났다. 대기가 옅어지면서 지구의 표면은 1000℃ 이상의 고온에서 100℃ 정도까지 내려갔다고 생각된다. 동시에 마그마의 바다도 급속하게 굳어갔다.
- 금속 핵과 자기장의 발달 (32억~20억 년 전): 지표로 열을 방출하여 무거워진 부분이 가라앉고, 심층부의 뜨거운 물질이 올라오면서 멘틀 대류가 일어난다. 지구 표면을 덮은 차가운 암석의 층이 '판(Plate)'이다. 해구에서 판이 가라앉고 다른 장소에서는 뜨거운 심층부의 맨틀 물질이 솟아올라옴으로써, 지구 내부에서는 대규모 수직 방향의 흐름이 생기게 된다. 맨틀에서 올라오는 뜨거운 물질의 덩어리를 '핫 플룸(Hot Plume)', 가라앉는 차가운 물질의 덩어리를 '콜드 플룸(Cold Plume)'이라고 한다. '판'과 '플룸'의 운동에 따라 마그마가 생기고, 판 표면에서 굳어지면 지각이 된다. 대륙 지각은 '판의 수평 운동'에 실려 집합과 해체를 되풀이했다. 30억 년에서 20억 년 전 무렵에 걸쳐 계속 차가워진 금속 핵의 일부가 굳었고 고체인 내핵과 액체인 외핵으로 나누어졌다. 30억 년 정도 전에 이미 지구 자기장이 존재했고 27억 년 전에는 자기장이 현재의 세기까지 발달한 것으로 보인다. 이는 중심부에서 고체인 철이 석출해 내핵이 성장하기 시작함으로써, 외핵의 대류가 활발해져 액체 금속의 격심한 운동으로 지구 자기가 생겨난 것으로 생각된다.
3-4. 달의 형성
지구에는 단 하나의 위성, 달이 존재한다. 달은 45억 5000만 년 전에 지구가 형성되는 최종 단계에 화성 크기의 원시행성이 지구에 비스듬히 충돌하면서 생겨났다고 생각된다. 파괴된 원시 행성 맨틀의 물질이 우주 공간에 흩날렸고 철의 핵은 지구 중심에 가라앉았다. 흩날린 물질의 일부는 지구에 다시 낙하했지만, 일부는 지구 주위에 원반을 형성하였다. 그 안에서 파편끼리 중력에 의해 충돌 합체를 반복하여 달이 형성되었다는 것이 바로 '거대 충돌(Giant impact)'가설이다. 현재 컴퓨터 시뮬레이션에 의해 '거대 충돌'에서의 달 형성 과정이 규명되고 있다.
3-5. 자기장의 발달
지구는 거대한 전자석이다. 고온의 액체 철인 지구의 외핵은 활발한 열 대류 운동을 하고 있다. 이렇게 해서 생긴 커다란 전류가 주위에 자기장을 만들어 자기장을 지속시킨다. 자기장은 태양에서 방출되는 하전 입장의 흐름인 '태양풍'이나 은하 내에서 날아오는 고에너지의 '우주선(宇宙線)'을 막아준다. 지구 자기의 실드가 발단함으로써 태양풍이나 우주선의 영향이 적어져 생명이 육지로 진출할 수 있었다.
3-6. 생명의 탄생과 진화
현재 지구 상에 최초의 생명이 언제 태어났는지에 대해서는 정확한 답을 찾진 못했다. 현재 발견되어 있는 가장 오래된 화석은 35억 년 전의 것이지만, 앞으로의 연구 결과에 따라 그 역사를 더 거슬러 올라갈지도 모른다. 가장 초기의 생물은 핵막으로 둘러싸인 '원핵생물(Prokaryote)'로 무산소에서 에너지를 얻었을 것으로 생각된다. 이후 광합성을 할 수 있는 원핵생물이 출현에 대기 중에 산소를 공급하였다. 약 20억 년 전에는 핵막으로 둘러싸인 핵을 가진 '진핵생물(Eukaryote)'이 출현했고, 그 후 수컷과 암컷이 수정에 자손을 만드는 '유성생식(Sexual Reproduction)'이 시작되었다. 유성생식이 시작되면서 진화의 속도는 빨라졌고 다세포 생물이 탄생한 이후, 생물은 폭발적인 진화 과정을 거치면서 다양화됐다.