태양계의 형성 – Formation of Solar System

태양계가 어떻게 형성되었는지에 대해 아직 확실한 대답은 없습니다. 하지만 지금까지 관측한 사실을 토대로 태양계가 어떻게 형성되었을지 유추해 볼 수는 있습니다. 태양계의 형성에 대한 이론을 간단히 살펴보겠습니다.

태양계의 행성들이 원에 가까운 궤도로 태양을 돌고 있고, 그 공전 궤도가 거의 평면을 이룬다는 것으로 보아 태양계는 평면의 태양주변 원반(circumsolar disc)에서 형성되었다고 볼 수 있습니다. 천체물리학적으로 그런 태양주변 원반은 별이 형성될 때 분자 구름(molecular cloud)에서 회전하던 핵이 붕괴하면서 자연스럽게 형성될 수 있습니다.

별 주위의 circumstellar disc 가 행성 생성에 중요하다고 합니다.

그리고, 주변의 어린 별들에서 나타나는 태양계와 비슷한 크기의 원반(disc)을 관측한 사례가 상당히 늘었고, 어린 별들의 스펙트럼에 적외선이 지나치게 많이 나타나는 것으로 보아 원시행성 원반(protoplanetary disc)의 나이가 106에서 107년 정도 되었다고 합니다.

우리은하에는 많은 분자구름이 있고, 그 대부분은 태양계보다 몇 배씩 큽니다. 분자구름들은 성간물질들이 차갑고 짙게 모여있는 지역을 말합니다. 분자구름은 그 내부가 균일하지 않은데요, 분자구름 내부에서 가장 밀도가 높은 곳을 핵(core)이라고 합니다. 핵은 그 순간 별이 형성되고 있는 지점이라고 할 수 있습니다. 분자구름의 핵이 매우 느리게 회전하고 있더라도 스핀 각운동량(spin angular momentum)이 매우 높아서 별만한 크기로 붕괴될 수 없습니다. 결국 붕괴한 핵의 상당한 양의 물질이 원시별(protostar)주변을 도는 원반(rotationally- supported disc)으로 흩어집니다.
당연히 그 원반을 이루는 물질은 자라나는 별과 동일한 원소 구성비를 보입니다. 중앙의 별과 충분히 먼 지점은 이 물질들의 1~2%정도가 고체를 형성할 수 있을 정도로 차가운데, 이런 응축물들을 성간 입자(interstellar grain)이라고 합니다. 태양 정도의 질량을 가진 별에서, 겨우 몇 AU 정도의 거리에 있는 먼지 입자들은 암석을 형성하는 물질들이 주를 이루고 있고, 더 먼 거리에서는 얼음을 형성하는 물질(H2O, CH4, CO 등)이 주를 이루고 있습니다.

강착 단계(infall stage)에서, 원반은 중력적인 불안정과 자기력 등의 부조화로 매우 요동치게 됩니다. 강착 단계가 느려지고, 멈추면 원반은 매우 조용해집니다. 이 과정에서 작은 입자들은 운석(meteorite) 이나 소행성(minor planet), 혜성(comet), 미행성(planetestimal) 등이 되었습니다.
더 큰 입자들은 원시행성(protoplanet)이 되어 원시행성 원반(protoplanetary disc)을 형성하는데, 그 원시행성 원반을 도는 미행성들과 상호작용하고, 때론 충돌하기도 했습니다. 결국, 단단한 물체들이 뭉쳐서 지구형 행성을 만들었습니다. 목성형 행성의 핵은 지구형 행성의 핵보다 훨씬 질량이 높습니다. 이런 높은 질량의 핵이 주변의 가스 물질들까지도 끌어당겨서 행성이 형성된 것입니다. 지구형 행성은 질량이 작있기 때문에 대기를 형성할 정도의 기체만을 끌어당길 수 있었습니다.

이렇게 형성된 행성들은 태양 주위를 돌면서 불안정한 궤도상의 천체들을 합병하거나 쫓아내면서 안정한 상태가 될 수 있었습니다. 특히 목성형 행성들의 경우 궤도의 이심률(eccentricity)이 낮기 때문에 감쇠(damping) 과정이 있었을 것으로 예상됩니다.

간단히 이런 과정에 의해 태양계가 형성되었다고 보고 있습니다. 아직 태양계의 형성에 대한 이론이 정립된 것은 아니지만, 다른 별에서 행성들이 차례차례 발견됨에 따라 행성의 형성에 대한 이론이 점점 더 정교해지고 있다고 합니다.    ==★

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