태양계의 탄생과 진화

13. 태양계의 탄생과 진화

 

13 - 1 태양계의 과거

 

 여러 가지 태양계의 기원설이 제기되어 왔으며 그중에 성운설에 따르면, 우리 태양계는 46억 년 전 거대한 분자운이 중력적으로 붕괴되면서 태어났다고 한다. 이 분자운의 폭은 수 광년 정도였으며, 아마도 태양 외에도 같이 태어난 형제 별이 여러 개 있었을 것이다.

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 훗날 태양계 부분이 될 태양 성운 지역이 붕괴되면서 각운동량 보존 법칙에 따라 물질이 뭉치는 부분은 점점 빠르게 회전하기 시작했다. 대부분의 질량이 모인 중심부 부분은 주변 원반 지대보다 훨씬 뜨거워지기 시작했다. 수축하는 성운이 회전하면서 성운을 구성하는 물질은 약 200 천문단위 지름 크기의 원시 행성계 원반으로 납작하게 공전면에 몰렸고, 뜨겁고 밀도 높은 원시별이 원반 중심에 자리 잡았다. 이 항성 진화 단계에서 태양은 황소자리 T형 항성의 상태에 이르렀을 것으로 생각한다. 최근 여러 황소자리 T항성을 연구한 결과 이들 주위에는 태양 질량의 0.001~0.1배 정도의 물질이 원반 형태로 둘려 있으며, 물질 질량의 절대다수는 중심부 항성에 집중되어 있음을 알게 됐다. 행성은 이 원반의 물질이 뭉쳐서 태어났다.

 

 5천만 년 후 항성 중심부의 수소 밀도가 커져서 핵융합을 할 수 있을 수준이 되었다. 항성의 표면 온도, 반응속도, 압력, 밀도는 태양이 유체 정역학적 균형 상태에 이를 때까지 계속 상승했다. 균형을 찾는 시점에서 태양은 성장이 막 끝난 젊은 주계열성이 된다.

 

 

13 - 2 태양계의 미래

 

 우리가 알고 있는 태양계는 태양이 색등급도 위 주계열 띠를 떠나기 직전까지는 지금과 다를 것없이 유지될 것이다. 그러나 태양이 죽음을 향해 진화하기 시작하면서 이 안정 상태는 깨진다. 태양이 중심핵에 있던 수소를 핵융합 연료로 모두 써버리면, 중심핵을 지탱하는 에너지 산출량은 줄어들어 중심핵이 스스로 붕괴되게 만든다. 붕괴되면서 증가하는 압력은 중심핵을 뜨겁게 하여 연료는 더욱 빠르게 탄다. 이 결과 태양은 11억 년마다 10%씩 밝아진다.

 

 지금부터 약 54억 년 뒤 태양의 핵에 있던 수소는 완전히 헬륨으로 바뀌며, 주계열성으로서 태양의 일생은 끝난다. 이 시점에서 태양의 반지름은 지금의 260배까지 부풀어 올라 적색 거성 단계에 돌입한다. 표면적이 거대하게 늘어나기 때문에 표면온도는 크게 낮아져 2,600 켈빈까지 내려가 붉게 보이게 된다.

 

 이 후 태양의 외곽층은 우주로 떨어져 나가고 중심부에 극도로 빽빽하게 압축된 백색왜성 만이 남는다. 이 천체의 부피는 지구와 거의 비슷하지만, 질량은 태양의 절반이나 될 것이다. 떨어져 나간 외곽층은 우리가 행성상 성운이라고 부르는 구조를 형성할 것이고, 태양을 구성하고 있었던 물질 중 일부를 우주 공간으로 되돌려 놓을 것이다.