목차
● 태양
● 태양계의 탄생과 진화
- 태양계의 과거
- 태양계의 미래
태양
태양은 태양계의 중심에서 지배하며, 인류가 그 표면을 관찰할 수 있을 정도로 가까이 놓여 있는 유일한 항성입니다. 여기서 항성이란 스스로 빛을 내는 물체를 말합니다. 질량은 태양계 구성 물질의 거의 전부를 차지합니다. 지구질량의 33만 2,900배나 되는 막대한 질량 때문에 태양의 내부는 핵융합이 일어나기에 충분한 밀도가 유지될 수 있고, 융합 반응을 통하여 막대한 양의 에너지가 전자기 복사 형태로 우주 공간으로 방출되게 됩니다. 전자기 복사 중 400~700 나노미터 띠 부분이 우리가 가시광선으로 부르는 영역이며, 인간의 눈으로 볼 수 있는 부분입니다.
태양 표면의 온도는 약 5,800 켈빈으로 분광형상 G2 V에 속하는데, 이는 질량이 큰 편에 속하는 황색 왜성입니다. 그러나 태양은 앞의 이름처럼 작은 별, 왜성은 아닙니다. 우리 은하에 속해 있는 모든 별 중에서 태양은 제법 무겁고 매우 밝은 별입니다. 색등급도는 항성의 밝기와 표면 온도를 각 축으로 삼아 항성을 평면 위에 표시하고 있습니다. 이 표에 의하면 뜨거운 별은 대체로 밝습니다. 이 법칙을 따르는 별은 주계열로 불리는 띠 위에 몰려 있고, 태양은 이 주계열 띠의 한가운데에 자리 잡고 있습니다. 그러나 태양보다 밝고 뜨거운 별은 드물고, 그 반대의 경우인 적색왜성과 K형 주계열성은 흔합니다. 적색왜성의 경우 우리 은하 항성의 85퍼센트를 차지한다고 알려져 있습니다.
주계열 위에서 태양의 위치는 생애의 한가운데로 여겨지는데, 이는 태양이 아직 중심핵에 있는 수소를 이용해 핵융합을 하는 것으로 수소를 모두 소진하지 않았기 때문입니다. 태양은 천천히 밝아지고 있고, 처음 태어났을 때의 태양 밝기는 지금의 70% 수준이었습니다.
태양은 종족 I항성에 속하는데, 우주 진화 후기의 단계에 태어났으며, 따라서 수소 및 헬륨보다 무거운 금속을 이전 세대인 종족 I항성보다 많이 품고 있습니다. 수소 및 헬륨보다 무거운 원소는 오래전 폭발한 무거운 별의 중심핵에서 만들어집니다. 따라서 우주가 태어난 후 생겨난 1세대 항성의 내부에는 이러한 무거운 원소가 없었을 것이며, 1세대가 죽음을 맞으면서 우주에는 무거운 물질이 흩어지게 되었습니다. 태양에 이처럼 무거운 원소가 풍부하다는 사실은 태양 주위에 행성계가 형성되어 있는 현실과 밀접한 연관이 있어 보이는데, 그 이유는 행성은 금속함량이 중력으로 뭉치면서 태어나기 때문입니다.
한편 태양의 수명은 약 110억 년으로 추정된다고 과학자들은 재확인한 바 있습니다. 현재 태양의 나이는 46억 년으로 추정하고 있으며 약 50억 년 후에는 적색거성으로 사실상 그 기능을 대부분 잃을 것으로 보고 있습니다. 그러나 태양계는 태양의 에너지 밝기(brightness)가 10억 년마다 약 10%로 씩 증가하는 실례를 들어서 지구에서의 생태계 환경은 약 10억 년 후 그 생명을 다할 것으로 내다보고 있습니다.
태양계의 탄생과 진화
- 태양계의 과거
여러 가지 태양계의 기원설이 제기되어 왔으며, 그중 현대 성운설에 따르면, 우리 태양계는 46억 년 전 거대한 분자운이 중력적으로 붕괴하면서 태어났다고 합니다. 이 분자운의 폭은 수 광년 정도였고, 아마 태양 이외에도 같이 태어난 형제 별이 여러 개 있었을 것입니다.
훗날에 태양계 부분이 될 태양 성운 지역이 붕괴되면서 각 운동량 보존 법칙에 따라 물질이 뭉치는 부분은 점점 빠르게 회전하기 시작했습니다. 대부분의 질량이 모인 중심부 부분은 주변 원반 지대보다 훨씬 더 뜨거워지기 시작하였습니다. 수축하는 성운이 회전하면서, 성운을 구성하는 물질은 약 200천문 단위 지름에 이르는 크기의 원시 행성계 원반으로 납작하게 공전면으로 몰렸고, 뜨겁고 밀도 높은 원시별이 원반 중심에 자리 잡았습니다. 이 항성 진화 단계에서 태양은 황소자리 T형 항성의 상태에 이르렀으리라 여겨집니다. 최근에 여러 황소자리 T 항성을 연구한 결과 이들 주위에는 태양질량 0.001~0.1배에 이르는 양의 물질이 원반 형태로 둘려 있으며, 물질 질량의 절대다수는 중심부 항성에 집중되어 있음을 알게 되었습니다. 행성은 이 원반의 물질이 뭉쳐서 태어났습니다.
약 5천만 년 후 항성의 중심부 수소의 밀도가 막대해져서 핵융합을 할 수 있을 정도의 수준이 되었습니다. 항성의 표면 온도와 반응 속도, 압력, 그리고 밀도는 태양이 유체 정역학적 균형 상태에 이를 때까지 계속 상승하였습니다. 균형을 찾는 시점에서 태양은 성장이 막 끝난 젊은 주계열성이 됩니다.
- 태양계의 미래
우리가 알고 있는 태양계는 태양이 색등급도 위 주계열 띠를 떠나기 직전까지는 지금과 별 다를 바 없이 유지될 것입니다. 그러나 태양이 죽음을 향해 진화하기 시작하면서 이 안정 상태는 깨지게 됩니다. 태양이 중심핵에 있던 수소를 모두 핵융합 연료로 사용해 버리고 나면, 중심핵을 지탱하는 에너지 산출량은 줄어들어 중심핵이 스스로 붕괴하게 만듭니다. 붕괴하면서 증가하는 압력은 중심핵을 뜨겁게 하여 연료는 더욱 빠르게 타게 됩니다. 이 결과 태양은 약 11억 년마다 10% 정도씩 밝아질 것입니다.
지금으로부터 약 54억 년 후에는 태양의 핵에 있던 수소는 완전히 헬륨으로 바뀌며, 주계열성으로서의 태양의 일생은 끝나게 됩니다. 이 시점에서 태양의 반지름은 지금의 260배까지 부풀어 올라 적색 거성 단계에 들어서게 됩니다. 표면적이 막대하게 늘어나기 때문에 표면 온도는 크게 낮아져 2,600 켈빈 수준까지 내려가 붉게 보이게 됩니다.
그 이후에 태양의 외곽층은 우주로 떨어져 나가게 되고 중심부에는 극도로 빽빽하게 압축된 상태의 백색왜성만이 남게 됩니다. 이 천체의 부피는 지구와 거의 비슷하지만, 질량은 태양의 절반이나 될 것입니다. 떨어져 나간 외곽층은 우리가 행성상성운이라고 부르는 구조를 형성하게 될 것이며, 태양을 구성하고 있었던 물질 중에 일부를 우주 공간으로 되돌려 놓을 것입니다.