태양의 빛 > 행 성

가장 가까이 있는 별은 태양이다. 태양은 매초 4×10²⁶J 의 에너지를 우주공간으로 방출하고 있다. 태양이 단 1초 동안에 방출하는 에너지양은 지구상의 모든 인류가 100만년을 쓰고도 남을 정도로 막대하다. 이 엄청난 에너지의 근원은 무엇인가? 이것은 20세기 초까지 천문학자들을 괴롭혔던 최대의 수수께끼였다.

태양은 태양계 에너지의 근원이며 지구 생명체에게 절대적인 존재이다. 고대 여러 민족들에게 태양은 신이며 숭배의 대상이었다. 그런 시대에 태양은 신이 아니라 불타는 돌덩어리라고 주장한 사람은 아낙사고라스(Ἀναξαγόρας, BC 500년경~BC 428년경)이다. 아낙사고라스는 태양이 신적 존재가 아닌 물리적 실체라는 것을 밝힌 뛰어난 학자였던 것이다. 하지만 그는 그리스 신들을 모독한 죄로 아테네에서 추방되어 다시는 아테네로 돌아오지 못했다.

불타는 태양

헬름홀츠(Helmholtz, 1821~1894)

태양이 불타고 있는 것이라면 태양 속에서 타고 있는 물질은 무엇일까? 석탄을 연료로 사용하던 19C의 사람들은 석탄과 같은 연료를 생각했다. 만약 태양이 석탄덩어리이고 현재와 같은 비율로 계속 에너지를 방출해 왔다면 태양의 수명은 얼마나 될까?

태양의 질량은 2×10³⁰kg이고, 석탄의 연소열은 5500cal/g이므로 태양은 약 3600년 동안 탈 수 있다는 계산이 간단히 나온다. 그런데 화학적 연소에는 산소가 필요하다. 만약 우주공간에서 산소가 무한정 공급되는 것이 아니라면 태양 질량의 절반 이상은 산소여야 할 것이다. 이 경우 태양의 수명은 2000년도 채 되지 않는다. 하지만 지구에 남아 있는 지질학적 생물학적 증거는 태양이 그 보다 더 오랫동안 안정되게 에너지를 계속 방출해왔음을 말해주고 있다. 따라서 태양이 석탄과 같은 물질의 화학적 연소로 빛난다는 것은 이치에 맞지 않는다.

19C에는 열역학 연구가 발전하여 역학적 에너지와 열이 상호 변환될 수 있음이 밝혀졌다. 1850년대에 마이어(Meyer), 주울(James Prescott Joule) 등과 함께 열역학 제1법칙 확립에 기여했던 헤르만 폰 헬름홀츠(Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz, 1821~1894)는 태양이 거대한 질량 때문에 수축하면서 중력 위치에너지를 복사에너지 형태로 방출한다는 이론을 세웠다. 만약 태양이 무한히 큰 기체덩어리로부터 현재의 크기까지 수축했다고 가정한다면 중력위치에너지로부터 전환된 에너지를 이용하여 태양은 약 1500만 년 정도 빛날 수 있다. 태양의 수명은 석탄 연소에 비해 거의 1만 배나 늘어나 더 이상 태양의 나이는 문제가 되지 않는 듯 했다.

그런데, 지구의 나이가 측정되면서 태양의 나이가 다시 문제가 되었다. 19세기 초, 켈빈 경(Lord Kelvin, 1824~1907)은 열역학적 방법을 이용하여 지구의 나이를 계산하는 방법을 생각해냈다. 켈빈이 추정한 나이는 수천만 년 정도였다. 그러나 이 나이는 진화를 주장하는 생물학자에게도, 암석을 관찰하는 지질학자도 받아들이기 힘들었다. 지구의 나이를 둘러싸고 벌어진 과학자들 간의 논쟁은 1896년에 헨리 베크렐(Henri Becquerel, 1852~1908)이 방사능을 발견하면서 막을 내리게 된다. 방사성원소를 이용하면 간접적인 지구의 연대 측정도 가능했다. 그것은 방사성원소가 붕괴를 하면서 다른 원소로 바뀌는데 이 때 변화된 원소의 양과 남아 있는 방사성원소의 양을 비교하여 물질이 생성된 연대를 구하는 것이다. 이 방법으로 지구에서 가장 오래된 암석 속에 있는 우라늄을 이용하여 지구의 나이를 추정한 결과 수십억 년 정도가 되는 것으로 나타났다(현재 지구의 나이는 45.6억년). 이렇게 하여 지구의 나이 문제는 일단락되었다. 하지만 지구의 나이가 태양의 나이 보다 무려 300배나 많아지면서 태양의 에너지원 논쟁은 원점으로 되돌아가게 되었다.

태양의 에너지원에 대한 생각을 근본적으로 바꾸어 놓은 사람은 앨버트 아인슈타인(Albert Einstein, 1879~1955)이다. 아인슈타인은 특수상대성이론을 발표하여 물질이 에너지로 바뀔 수 있음(E=mc²)을 시사하였다(1905년). 하지만 그 전환이 어떤 형태로 이루어지는지 아무도 알지 못했다. 10년 후 프랜시스 애스턴(Francis William Aston, 1877~1945)은 다음 실마리를 제공했다. 애스턴은 원자들의 질량을 정밀하게 측정할 수 있는 질량분석기를 고안하여 화학적으로 동일한 원자들 중에 질량이 다른 동위원소들이 있다는 것을 밝혀냈다. 애스턴은 장치를 개선하여 원자량을 1/1000 이상의 정확도로 측정해낼 수 있게 하여 각 원소들의 질량은 양성자 질량의 정수배 보다 약간씩 가볍다는 사실을 밝혀냈다. 이 결과에 주목하여 애스턴이 자신의 실험결과를 출간한지 몇 달 지나서 아서 에딩턴(Arthur Stanley Eddington, 1882~1944)과 제임스 진스(James Hopwood Jeans, 1877~1946) 등은 수소원자 4개가 결합(핵융합)하여 헬륨 원자 1개를 만든다면 태양이나 별 속에서 질량이 에너지로 변환된다고 주장하였다.

그런데 태양과 별 속에 수소가 풍부하게 있는지 어떻게 알 수 있을까? 또 태양이나 별 속에 수소가 풍부하다고 해도 태양이나 별 속이 핵융합을 일으키기에 적당한 조건인지를 어떻게 알 수 있는가? 태양이나 별 속에 어떤 원소가 있는지는 태양과 별에서 오는 빛의 스펙트럼을 관찰하면 된다. 모든 원자는 고유한 파장의 빛을 방출하기 때문에 스펙트럼 분석을 통해서 어떤 원소가 있는지 알아낼 수 있다. 이미 1862년에 안데르스 요나스 옹스트룀(옹스트롬, Anders Jonas Ångström, 1814–1874)은 태양의 대기에 수소가 존재한다는 것을 밝혔고, 1868년에 노먼 로키어(Joseph Norman Lockyer, 1836~1920)는 헬륨이 존재한다는 사실을 밝혀냈다. 오늘날 별과 태양 질량의 대부분은 수소이고, 나머지는 대부분 헬륨이라는 것이 밝혀져 있다. 또 별이나 태양에서 오는 빛의 스펙트럼을 조사하면 태양의 표면온도와 밀도를 알 수 있다. 그리고 그 온도와 밀도 하에서 어떤 핵융합 반응이 가장 잘 일어나는지 실험실에서 입자가속기를 이용하여 핵반응을 수행해 봄으로써 추론할 수 있다. 하지만 가까이 있는 태양이나 멀리 있는 별의 내부를 직접 조사하거나 들여다보는 일은 가까운 장래에도 불가능하다. 별 속에서 어떤 일이 벌어지는지 어떻게 연구할 수 있는가?

천체물리학자들은 물리적 모형을 만들어 연구한다. 천체물리학자들은 별을 공 모양의 기체구로 생각하고 여기에 물리법칙을 적용한다. 별은 내부로 깊이 들어갈수록 위에서 누르는 물질의 양이 점차 많아지므로 압력과 밀도와 온도가 증가한다. 고온 고압 하에서 이 기체는 핵과 전자가 분리되어 전기를 띤 뜨거운 기체, 즉 플라즈마 상태가 된다. 플라즈마 내부의 엄청난 중력 때문에 별은 중심 쪽으로 가라앉아야 하겠지만 그렇게 되지 않는 것은 바깥쪽으로 밀어내는 또 다른 힘과 균형을 이루고 있기 때문이다.

플라즈마 입자들은 급속하게 움직이며 서로 빈번하게 충돌한다. 이러한 충돌이 기체 압력의 근원이며, 이 압력은 입자의 온도에 따라 증가한다. 일단 별이 이런 일이 벌어질 정도로 충분한 질량을 갖게 되면 고속 대전입자들은 플라스마를 형성하면서 자신들의 운동에너지 일부를 방사하는데 이 때 방출된 복사에너지는 차례대로 다른 대전입자와 반응하면서 자신의 질량에 대항하여 기체별을 떠받치는 복사압력을 형성한다. 이렇게 하여 별은 균형 상태를 유지하는데 이것을 정유체역학적 평형이라고 한다.

정유체역학적 평형

조지 가모브(George Anthony Gamow, 1904~1968)

에딩턴은 태양이 이와 같은 평형상태에 놓여있다는 가정 하에 다양한 깊이에서 태양 내부의 온도와 압력을 계산하여 태양의 중심의 압력은 10억 기압을 넘고 온도는 4000만 K가 넘는다는 결과를 얻었다(현재 태양의 중심온도는 1500만 K, 중심압력은 2500억 기압으로 추정).

하지만 고전물리학적으로 이런 정도의 조건에서 핵융합이 일어날 수는 없다. 고전물리학적으로 같은 전하를 띤 두 개의 양성자가 융합하려면 강한 전기적 반발력(쿨롱장벽)을 이겨내야 한다. 양성자들이 쿨롱장벽을 돌파하고 서로 융합하여 헬륨을 형성하려면 태양은 4억 K 이상으로 뜨거워야 했기 때문이다.

하지만 이러한 문제점은 양자역학의 발전으로 해결되었다. 빅뱅이론을 주장한 조지 가모브(George Anthony Gamow, 1904~1968)는 양자의 터널링 효과에 의해서 고전물리학적으로 추정된 온도 보다 훨씬 낮은 온도에서 핵융합이 가능하다는 것을 밝혔다. 오늘날 수소의 핵융합은 400만 K 이상에서 가능하며 1000만 K 이상에서 안정적으로 일어나는 것으로 알려져 있다.