우주의 구조와 성질

우주의 구조와 성질

요약 지구를 포함한 물질과 에너지에 관한 모든 질서계.

목차

펼치기

우주에는 행성계가 많이 있다고 널리 믿고 있지만 확실하게 알려진 유일한 예는 태양계(太陽系)뿐이다.

태양계는 일반적으로 태양, 9개의 행성과 그들의 위성(衛星), 소행성(小行星), 혜성(彗星), 행성간 티끌, 주로 태양풍(太陽風：태양으로부터 발산되는 입자의 흐름)과 연관된 행성간 입자 및 장(場) 등을 포함하고 있다.

태양계는 계의 중심에 있는 태양의 기본 성질을 알아야 깊이 있게 이해할 수 있다. 더욱이 별들은 우주의 기본적인 구성요소이고 태양은 여러 가지 관점에서 전형적인 별이기 때문에, 태양은 행성과 우주의 다른 구성요소들 사이를 연결하는 사슬의 고리역할을 한다.

태양의 질량은 행성들에 작용하는 인력(引力)으로부터 측정할 수 있는데, 그 크기는 1.99×10³³g이다. 즉 이것은 목성(木星)보다 1,000배나 더 무거우며, 지구에 비해 33만 배나 더 무겁다. 태양질량의 일부를 차지하는 태양대기의 구성성분은 수소가 72％, 헬륨이 24％이고, 나머지는 이보다 더 무거운 원소로서 2％를 차지하고 있다. 대기와 내부의 깊은 곳은 서로 거의 섞이지 않기 때문에, 이 구성성분은 태양이 탄생했을 때와 같을 것으로 믿어진다. 태양 에너지는 그 중심핵의 깊은 곳에서 핵융합과정에 의해서 생성되는데, 이 과정을 통해 수소핵들이 융합하여 헬륨핵으로 되면서 에너지를 방출한다.

중심핵의 온도는 약 1,500만K이며, 밖으로 갈수록 이 온도는 계속 낮아져서 표면에서의 온도는 약 5,800K가 된다.

운석의 방사능 연대측정법에 의하면 태양계의 나이는 우주 나이의 약 1/3인 45억 년으로 추정된다. 만일 태양이 태양계와 나이가 같다면, 태양은 안정된 중심핵의 수소 핵융합단계의 거의 중간단계에 있으므로 앞으로 40억∼50억 년 동안 더 연소될 것이다.

행성의 기원에 대한 문제의 실마리는 이들의 궤도운동과 위성계 및 화학조성의 규칙성에 있다.

행성간 거리는 행성들의 크기에 비해 매우 크며, 행성간 공간은 희박한 태양풍과 작은 부스러기들을 제외하면 거의 비어 있다. 결론적으로 이 행성들은 탄생한 이후 역학적·화학적으로 고립되어왔으며, 40억 년 이상 지속된 진화(進化)에도 불구하고 태양계의 현재 모습에서 초기 조건에 대한 실마리를 얻을 수 있다. 수성과 명왕성을 제외한 나머지 행성들의 궤도는 모두 거의 원궤도인데, 그 궤도들은 같은 평면상에서 몇 도 이내에 놓여 있으며 이들의 공전방향은 태양의 자전방향과 같다.

이 사실이 처음으로 밝혀진 이후 과학자들은 태양계의 행성들이 원래 원시(原始) 태양 주위를 공전하는 납작한 원반형 성운으로부터 형성되었다고 생각했다.

지구형 행성인 수성·금성·지구·화성 등의 내행성계(內行星系)에서 이웃하는 두 행성간의 거리는 목성형 행성인 목성·토성·천왕성·해왕성 등의 외행성계의 행성간 거리에 비해 상대적으로 가깝다.

지구형 행성과 목성형 행성은 또다른 체계적인 차이를 가지고 있는데, 전자는 일반적으로 고리·행성을 가지고 있지 않은 반면, 후자는 각각 일련의 고리들과 여러 개의 위성을 가지고 있다. 그런데 지구는 달이라고 하는 하나의 위성을 가지고 있고 화성은 포보스와 데이모스라고 하는 2개의 위성을 가지고 있으므로 이러한 경향에서 예외가 된다.

태양계에는 태양, 태양풍, 9개의 행성과 그 위성들외에 많은 작은 천체들이 있다.

이들 중 가장 두드러진 것은 소행성과 혜성이다. 더 작은 천체로는 유성체(流星體), 미소유성체(微小流星體), 행성간 티끌 등이 존재하지만, 이들은 아마 더 큰 소행성 및 혜성들의 부스러기일 것이다. 실제로 태양계에는 반지름이 1㎛(마이크로미터)도 안 되는 티끌 입자에서부터 반지름이 수백 ㎞인 소행성에 이르는 작은 천체가 끊임없이 분포되어 있다. 소행성은 석질(石質)이나 철질(鐵質)의 천체로서 화성과 목성 사이의 영역에 매우 많은 수가 띠 모양으로 분포하면서 태양주위를 공전하고 있다.

유성체는 지구궤도를 통과하는 궤도를 갖는 소행성이나 혜성의 부스러기들이다.

태양의 구조를 결정하는 일반 원리는 모든 보통별에 동일하고 더욱 폭넓게 적용된다. 별은 우주에서 거대한 우주공장 역할을 한다. 별들은 대폭발로부터 발생된 원료를 변하기 쉬운 일련의 화학 원소들로 서서히 변화시키며 이것들로부터 행성과 그곳에 존재하는 것들이 탄생했다.

별이 핵합성에 결정적인 역할을 한다는 경험적인 증거는 세대가 다른 별의 대기 구성성분에 대한 분광분석(分光分析)으로부터 알 수 있다. 구상성단(球狀星團)에 속해 있는 가장 늙은 별에는 수소나 헬륨보다 더 무거운 원소가 매우 적게 존재하는데, 어떤 경우에는 태양이 가지고 있는 값의 1％도 안 된다. 이와는 반대로 나이가 수천 만 년 정도 되는 가장 젊은 별들의 중원소 함량비(含量比)는 태양보다 약간 더 크다.

이러한 함량비의 차이는 별이 그 내부에서 중원소를 합성하기 때문으로 해석된다. 몇몇 별들은 초신성(超新星) 폭발이라고 하는 죽어가는 과정에서 이들이 가지고 있는 많은 양의 물질을 성간 영역에 분포하고 있는 가스 구름으로 방출시킨다. 그뒤 이렇게 풍부해진 물질들이 합쳐져서 새로운 세대의 젊은 별을 형성하는데, 그뒤를 잇는 세대의 별들은 바로 앞 세대의 별들보다 중원소 함량비가 평균적으로 더 높다.

별은 가스와 티끌로 이루어진 거대한 성간 구름이 중력붕괴를 거쳐 태어나는 것으로 생각된다.

별의 구조 및 진화이론에 대한 가장 중요한 증거 중 하나는 성단을 조사함으로써 알 수 있다. 성단은 중력에 의해 묶인 항성군이며 2가지의 기본적인 종류가 있다. 구상성단은 전형적인 풍부한 계로서 밀집된 구형 공간에 약 100만 개의 별들이 중심쪽으로 매우 집중되어 분포하고 있으며, 산개성단(散開星團)은 전형적인 빈약한 계로 1,000개 이하의 별들이 불규칙한 공간에 느슨하게 분포하고 있다.

한 성단에 대한 모든 관측 결과는 그 성단을 구성하고 있는 별들이 동일한 구름으로부터 형성되었다는 것을 나타내고 있다. 따라서 한 성단에 있는 별들은 나이와 초기의 화학성분이 같은데, 이들 사이의 두드러진 차이는 질량밖에 없다. 질량이 다른 별들은 진화속도가 다르기 때문에, 별들의 질량을 증가시키면서 생각해 보면 별의 진화상태의 진행과정을 알 수 있다.

실제로 이런 효과가 발견되었고 성단에 대한 이론적인 예측과 관측결과의 비교를 통해 현대 천체물리학에서 가장 만족스럽고 성공적인 결과가 나왔다.

이러한 연구를 통해 성단의 나이도 추정할 수 있다. 성단의 나이는 여러 연구자들에 의해 100억∼180억 년으로 추정되고 있다. 따라서 우리은하에 있는 구상성단의 별들은 우주에서 가장 늙은 별들의 일부를 이루고 있다. 별은 빛을 발하는 동안 역학적·열적 균형을 이루기 위한 활동을 하면서 결국은 사멸하게 된다.

그 기본적인 이유는 간단하다. 보통 별은 정상적으로 압축된 가스로 이루어져 있으므로, 안쪽으로 잡아당기는 자체중력에 대항하는 열적 압력을 유지하기 위해 안쪽이 뜨거워야 한다. 한편 성간공간(星間空間)은 어둡고 차갑기 때문에, 복사열이 별에서 우주로 계속해서 흘러나온다. 이러한 일정한 소비를 보충하는 핵에너지의 양은 유한하여 일시적인 기간 동안만 유지할 수 있으며, 이러한 비축된 에너지가 바닥났을 때 별은 소멸한다.

천문학자들은 별의 마지막 상태로 4가지가 가능하다고 믿고 있다.

① 자체중력을 완전히 이기고 격렬하게 폭발하여 모든 구성물질을 성간공간으로 방출하는 과정, 이러한 과정은 별의 잔해로 아무것도 남기지 않는다. ② 별의 중심핵에 있는 전자들은 밀도가 극도로 높게 압축되어 심지어 절대영도에서도 별을 유지할 수 있는데, 이러한 과정을 통하면 별의 잔해로 백색왜성(白色矮星)이라고 하는 천체가 남게 된다. ③ 중심핵의 질량이 백색왜성으로 될 수 있는 질량인 태양질량의 1.4배(찬드라세카르 한계)를 초과한다면 별의 물질의 압축은 결국 핵밀도에서 멈추게 되는데, 이 과정에서 중성자별이 남게 된다.

전파원인 펄서는 빠르게 자전하는 중성자별로 생각된다. ④ 중심핵의 질량이 너무 커서 핵력이 자체 중력에 대항하여 별을 지탱할 수 없을 정도가 되면 이 별의 중력붕괴는 중심에서 특이점이 생길 때까지 계속되는데, 이 과정에서 검은구멍이 남게 된다(검은구멍).

천문학자들은 우주에 있는 대부분의 물질이 은하에 집중되어 있다는 것을 알아냈다.

은하를 연구한 천문학자들은 우주에는 많은 양의 질량이 은하계에서 관측할 수 없는 형태로 분포하고 있음을 발견했다. 이것은 숨겨진 질량이 보통의 물질 형태로 존재하지 않을지도 모른다는 약간의 암시이며, 은하에서 관측되는 질량과 이들의 중력결합을 설명하기 위해 필요한 질량 사이의 불일치는 현대 천체물리학에서 가장 중요한 미해결 문제 중 하나가 되었다.

은하에 대한 모든 논의는 정보를 가장 많이 얻을 수 있는 우리은하로부터 시작해야 한다.

우리은하에는 구조적으로 3가지 주요구성요소가 있다. 즉 별·가스·티끌로 된 얇고 납작한 원반, 별만 있는 구형의 중심 팽창부, 늙은 별로 된 구형에 가까운 헤일로(halo) 등이 있다. 태양은 첫번째 구성요소에 포함되는 반면, 구상성단은 3번째 구성요소에 속한다. 은하의 중심핵은 3가지 구성요소 모두에 대한 중심에 있지만, 태양계와 은하 중심 사이의 원반에 티끌이 두껍게 있기 때문에 태양계에서는 광학적으로 보이지 않는다.

천문학자들은 형태학적 모양, 별의 구성, 전체 광도(光度) 등 3가지 기준에 따라 은하를 분류한다.

우주에서 발견되는 은하의 수는 엄청나게 많지만, 미국의 천문학자 허블은 관측된 은하들의 모양을 몇몇 기본적인 범주에 의해 나눌 수 있음을 발견했다. 불규칙한 모양을 갖는 은하는 불규칙은하라고 한다. 규칙적인 모양을 갖는 은하는 크게 2가지로 나눌 수 있는데 둥그스름한 모양을 갖는 타원은하와 나선은하가 있다. 나선은하는 다시 정상나선은하와 막대나선은하의 2가지로 나눌 수 있다.

불규칙은하는 모든 은하들의 몇 ％만을 이루고 있는 반면, 2종류의 나선은하는 약 70％를 차지하고 있으며, 그 나머지는 타원은하이다.

지속적인 물리적 과정인 별의 생성과는 달리 기존의 관측적 증거는 모든 은하들이 약 100억 년 전에 생성되었다는 견해와 일치한다. 따라서 은하생성의 문제는 별의 생성보다는 태양계 기원의 문제와 더 관련이 깊다. 천문학자들이 사건의 순서를 연역하는 과정에서 사용할 수 있는 것은 이미 만들어진 것으로부터 얻은 실마리뿐이다.

대부분의 은하들·은하군(銀河群)·은하단은 초은하단(supercluster)에 속해 있는데, 초은하단 사이의 공간은 비어 있다.

초은하단의 크기는 수억 광년에 이른다. 여기에서 1광년은 빛이 1년 동안 가는 거리이며, 약 9조 5,000억㎞이다. 따라서 요약하면 한 은하가 있을 때, 다른 은하들이 5,000만 광년 또는 그 이하의 거리에 있을 통계적 확률은 높은 반면, 이보다 더 먼 거리에서의 그 확률은 우주에서 순수한 무작위 분포의 기대값에 가깝게 줄어든다.

천문학자들은 은하를 연구한 결과 더 강한 우주 에너지원이 개별적으로 존재한다는 것을 처음으로 알았다.

이러한 에너지원은 전파은하와 준항성이며 1950, 1960년대에 이들의 발견을 통해 천문학의 새로운 한 분야인 고에너지 천체물리학이 확립되었다. 1950년대에 전파파장의 연속 스펙트럼을 방출하며 은하계 밖에 분포하는 이러한 에너지원들은 공간적으로 퍼져 있는가 아니면 근본적으로 '별과 같은'모양인가를 바탕으로 하여 2가지로 나누어졌다. 전파은하는 전자의 부류에 속하고, 준항성 전파원(준항성체)은 후자의 부류에 속한다.

이러한 구분은 우주 전파원의 공간적 모양을 분해하는 능력이 해가 거듭됨에 따라 점진적·극적으로 향상되고 있기 때문에 다소 임의적인 것이다.

가장 강한 전파원은 2중 전파원(또는 '아령'형 전파원)인데, 이것은 거대한 2개의 전파방출 영역이 광학적 은하를 중심에 두고 양쪽으로 일직선상에 있다. 광학적 은하는 보통 거대타원은하이다. 유명한 예로서 백조자리 방향에 있는 가장 강한 전파원인 백조자리 A가 있다(백조자리 A). 2중 전파원으로부터 오는 전파는 분명히 상대론적 전자(거의 빛의 속도로 운동하는 전자)가 자기장(磁氣場) 안에서 나선형 궤도로 움직이면서 준연속 스펙트럼을 방출할 때 만들어지는 싱크로트론 복사이다.

백조자리 A에서 방출되는 총에너지의 최소값은 10⁶⁰∼10⁶¹erg/s로 계산된다.

초신성이 폭발하면 10⁵¹erg/s의 에너지를 방출하므로, 초신성이 10억 개 있어도 전파은하의 에너지 방출을 설명하기에 충분하지 않다는 것은 분명하다. 오늘날에는 활동 은하의 핵이 전파방출을 촉진시키는 기본 에너지를 공급한다고 믿고 있다. 준항성체의 성질은 더욱 놀랍다. 전형적인 준항성체는 태양에 비해 1조 배 이상의 에너지를 방출하지만, 이 천체의 중심 영역은 태양계 정도의 크기 밖에 안 된다. 이렇게 놀라운 성질을 설명하기 위한 이론연구가 계속되고 있다.

우주에서는 여러 가지 다른 구성요소들도 발견된다.

지구는 고속입자, 전자기 복사, 그리고 아마도 우주에서 발생되리라고 생각되는 중력파를 끊임없이 받아들이고 있을 것이다. 1896년에 프랑스의 물리학자 앙리 베크렐이 자연방사능을 발견한 이후에 연구자들은 이러한 현상에 의해 만들어진 고속 하전입자의 존재를 검출하기 위하여 이온 상자를 이용했다. 이들은 방사선원이 제거되었을 때에도 저준위 이온화 현상이 여전히 발생한다는 것을 발견했다.

이 현상은 방사선원을 철저히 차폐시켜도 계속 발생했으며, 1912년 V. F. 헤스는 검출기기를 기구에 싣고 높은 고도로 올리면 이 현상의 세기가 급속히 증가한다는 것을 발견했다.

밤과 낮에 측정된 세기는 거의 차이가 없었으므로 태양이 주요발생원이 될 수는 없었다. 투과성 복사는 우주적인 원소를 가져야 하며, 처음에는 고에너지 광자(光子), 즉 감마선으로 이루어져 있다고 제안되어 우주선(宇宙線)으로 이름붙여졌다.

오늘날 우주선은 전하의 두 극성을 모두 가지며 에너지 분포가 광범위하다고 알려져 있다.

양전하를 띤 우주선 중 약 83％는 양성자(수소원자핵)이고, 약 16％는 알파 입자(헬륨 원자핵)로 이루어져 있다. 이보다 더 무거운 원자핵은 우주선의 함량비에서 적은 비율을 차지하고 있지만, 비교적 가벼운 원소인 리튬·베릴륨·붕소(이것들은 우주 전역에 걸쳐 상당히 희귀함)는 우주선에서 다량으로 나타난다.

또한 지구는 중력파에 의해서 영향받을 수 있다.

진동하는 전하가 전자기파를 방출하는 것처럼 진동하는 질량체(質量體)는 중력파를 방출할 수 있다. 전자기파의 존재는 하전체들의 진동 때문에 알려졌으며, 중력파는 무거운 천체들의 인력 진동에 의해 원리적으로는 검출될 수 있다. 그러나 질량체간의 중력결합은 전하간의 전자기력 결합보다 본질적으로 훨씬 더 약하기 때문에, 중력복사의 검출은 전자기 복사의 검출보다 훨씬 더 어렵다. 실제로 1900년대초에 중력파의 존재를 예측하고 일반상대성원리를 공식화한 아인슈타인의 시대 이후, 아직까지 직접적이고 논란의 여지가 없는 중력파 검출에 대한 예는 없다.

그러나 가속된 천체가 중력파를 방출한다는 일부 간접적인 증거가 있다.

가장 신빙성이 있는 것은 쌍성계(雙星系)를 이루고 있는 펄서의 전파방출주기의 결과이다. 오늘날 이 계는 2개의 중성자별로 이루어져 있다고 믿어진다. 아인슈타인의 일반상대성이론에 따르면, 이러한 계는 중력파의 복사 때문에 궤도 에너지를 잃게 되어 약 3억 년 만에 나선운동을 하며 충돌하게 된다. 이 쌍성 펄서가 발견된 이후 매년 궤도주기의 감소에 대한 관측을 수행한 결과 두 별이 정확하게 예측된 비율로 서로에 대해 나선운동한다는 것이 밝혀졌다.

원본사이즈보기

우주배경복사

코비가 측정한 우주배경복사, 2.735K에 해당하는 흑체복사곡선과 일치함을 보여주고 있다

초신성 폭발 이전에 중성자별을 형성하면서 무거운 별의 중심핵의 내폭(內暴)이 비구형대칭적(非球形對稱的)으로 일어난다면 강한 중력파를 방출해야 한다.

우주의 중력파 배경복사 또한 논의되고 있는 가능한 것 중 한 가지이다. 우주에는 모든 방향에서 일정하며 2.7K의 온도에 해당하는 우주의 초단파 배경복사가 이미 고루 퍼져 있는데, 이것은 대폭발의 높은 열이 식은 잔해일 것으로 믿어진다. 초기우주가 오늘날 관측되고 있는 매끄럽고 균일한 방식이 아니라 무질서한 방식으로 팽창했다면 우주배경 중력파가 발생되었을 것이다.

오늘날에는 대규모의 중력파 천문대를 계획·설계 중에 있다. 중력파의 검출은 우주의 비밀을 파헤치기 위한 새로운 장을 열어줄 것이다.→ 우주(Cosmos)