안녕하세요. 이웃집 천체물리학자 이상민 전문가입니다.
Q. 50억년 뒤 태양이 수명을 다 하면 태양계 행성들 역시 공전을 멈추게 되나요?
안녕하세요. 이상민 과학전문가입니다.영원히 우리에게 생명의 원천인 빛 에너지를 줄 것이라 믿고 있는 태양도 다른 별들과 마찬가지로 운명의 시간을 겪게 됩니다. 진화 이론에 따르면, 태양은 여러 과정을 거치면서 에너지를 발산하지 못하는 시기에 도달합니다. 약 64억 년 후, 태양 중심핵에 있는 모든 수소 연료는 헬륨으로 바뀌게 됩니다. 이제 중심핵은 더 이상 내리누르는 압력을 이기지 못해 수축하기 시작하며, 중심핵이 수축하면서 중심핵 바깥쪽의 온도가 수소를 태울 정도로 높아지게 됩니다. 이러한 ‘껍질 수소 융합’이 계속되면서 태양의 외곽층은 엄청나게 부풀어 오르게 되는데, 즉 적색 거성(Red Giant)으로 불리는 진화 단계에 접어들게 된 것입니다. 그 뒤에 태양은 행성상 성운으로 불리는 헤일로를 형성하면서 외곽층의 물질을 대량 우주 공간으로 방출하여 두 번째 적색 거성 시기를 겪게 되고, 이때까지 현재의 질량을 약 40% 정도를 잃게 됩니다. 종국에는 어떠한 핵융합 반응을 하지 않는(에너지를 방출하지 않는) 백색왜성(이 천체가 시간이 지나 점차 차가워지는데 결국에는 흑색왜성이 됩니다.)으로 진화하게 되는데 이때는 현재 질량의 약 62%까지 줄어듭니다. 태양이 방출하는 물질은 핵융합 반응으로 만든 헬륨과 탄소로, 이들은 성간 물질이 되어 향후 태어날 별들의 재료가 됩니다. 태양이 적색거성이 되면, 반지름은 현재 태양과 지구 사이의 거리(천문 단위. astronomical unit. AU)의 1.2배까지 커지게 됩니다. 그리고 태양이 질량을 많이 잃었기 때문에 지구 공전 궤도도 태양으로부터 많이 후퇴하게 됩니다. 지구 공전 궤도가 태양 표면 밖에 있다고 하더라도 태양 중력권(로쉬의 한계 내) 안에 있게 되므로 지구는 태양에 빨려 드러가게 될 것입니다. 백색왜성이 된 태양은 현재의 화성까지 삼키고 나머지 외행성만으로 이루어진 초라한 행성계가 될 것입니다.
Q. 태양에서는 태양풍이라는 것이 있다고 합니다. 이 태양풍이 생기는 원인이 무엇인지 궁금합니다.
안녕하세요. 이상민 과학전문가입니다.태양풍이란 무엇인가? 태양풍은 태양의 상부 대기층에서 방출된 전하 입자, 즉 플라스마의 흐름을 가리킵니다. 태양풍은 높은 열 에너지로 인해 태양의 중력을 빠져나올 수 있는 고에너지 전자와 양성자로 구성되어 있습니다. 태양풍은 태양의 자기장과 플라스마의 상호작용에 의해 발생하며, 태양 활동의 변화에 따라 강도와 속도가 달라집니다. 태양풍은 지구의 자기장과 대기와 상호작용하면서 다양한 현상을 일으킵니다. 이 글에서는 태양풍이 어떻게 생기고, 어떤 영향을 미치는지에 대해 알아보겠습니다. 태양풍이 생기는 원리 태양풍이 생기는 원리는 태양의 자기장과 플라스마의 상호작용에 있습니다. 태양의 자기장은 태양의 회전과 더불어 자기장 고리를 형성하고, 이 고리는 태양 활동의 변화에 따라 늘어나거나 왜곡됩니다. 이러한 자기장 고리에 갇힌 플라즈마는 태양의 온도와 압력에 의해 가열되고 팽창하면서 태양으로부터 멀어지게 됩니다. 이때, 플라즈마는 자기장 고리를 따라 나선형태로 우주로 흘러나가는데, 이것이 바로 태양풍입니다. 태양풍은 태양의 자기장 고리에 따라 두 가지 유형으로 나뉩니다. 하나는 ‘정상 태양풍’이고, 다른 하나는 ‘탈출 태양풍’입니다. 정상 태양풍은 태양의 자기장 고리가 닫혀있는 지역에서 발생하며, 태양의 극지방에서 주로 나타납니다. 정상 태양풍은 속도가 느리고 밀도가 높으며, 일정한 패턴을 보입니다. 탈출 태양풍은 태양의 자기장 고리가 열려있는 지역에서 발생하며, 태양의 적도 지방에서 주로 나타납니다. 탈출 태양풍은 속도가 빠르고 밀도가 낮으며, 불규칙한 패턴을 보입니다 . 태양풍의 변화 태양풍은 태양 활동 주기에 따라 변동하며, 이 주기는 태양 흑점의 형성과 소멸과 관련이 있습니다. 태양 활동 주기는 주로 11년 주기로 나타나며, 이 주기를 태양 주기라고 합니다. 태양 활동이 증가하면 흑점이 많이 나타나고, 태양 활동이 감소하면 흑점이 줄어듭니다. 태양 활동이 최대로 증가하는 시기에는 태양풍의 속도와 강도가 증가합니다. 이는 태양에서 나오는 입자들의 양이 많아지기 때문입니다. 태양 활동 주기는 정확하게 예측하기 어렵지만, 관측된 태양 흑점의 변화를 통해 예측이 가능합니다.
Q. 별은 지금도 탄생하고 있나요? 그럼 어떤 물질이 합쳐져서 갑자기 뿅하고 별이 되는건가요?
안녕하세요. 이상민 과학전문가입니다.우주가 어떻게 만들어지고 진화하는 지는 누구나 한번 쯤 생각하는 의문입니다. 현재 천문학자들은 빅뱅이론이 우주의 기원과 진화를 설명하는 가장 적합한 이론이라 생각하고 있습니다. 빅뱅이론은 우주의 모든 에너지가 한 점에서 어느 한 순간 폭발하여 팽창하기 시작하면서 지금의 우주가 형성되었다고 보는 이론입니다. 빅뱅이후 10의 마이너스 43승 초(플랑크 시간) 동안에는 시공간의 혼동이 있었을 것으로 예상하는데 이 시기는 물리 법칙으로 아직 설명하기 불가능합니다. 이런 극한의 짧은 시간의 시공간 혼돈 후에 우주는 공간이 급속도로 팽창하는 인플레이션 시기를 겪게 됩니다. 그 후 약 3분 정도까지 양성자, 중성자 그리고 전자 등과 같은 입자들이 만들어지거, 다시 핵융합 반응이 일어나 우주의 대부분을 차지하고 있는 수소와 헬륨 등이 이 시기에 만들어집니다. 우주는 인플레이션이 일어나고 우주를 차지하고 있는 여러 물질(수소와 헬륨)이 생겨난 후, 약 20만 년까지는 물질과 빛이 함께 섞여있는 기간을 겪습니다. 그리고 약 48만 년이 지난 후에 비로소 빛과 물질이 분리되기 시작했는데, 이 시기를 ‘재결합 시기’라 합니다. 현재 우라가 관측하고 있는 우주배경복사는 이 시기에 물질에서 분리되어 나온 빛을 보는 것입니다. 우주에는 4가지 힘이 존재합니다. 약력, 강력, 전자기력, 중력이 그것이지오. 약력과 강력은 원자 크기와 같은 미시 세계에서 작용하는 힘들로서 이 힘들로 인해 원자의 세계가 유지되는 것입니다. 미시세계의 힘으로 약력과 강력이 있다면, 거시세계의 힘으로 전자기력과 중력이 있습니다. 전자기력과 중력은 그 힘이 우주 전체에 영향을 미칠 수 있습니다. 전자기력은 전하를 갖고 있는 물체들 사이에서 작용하는 힘이고, 중력은 질량을 갖고 있는 대부분의 물체에 작용하는 힘입니다. 빅뱅 이후 물질이 있던 시기부터 줄곧 물질에 작용해온 힘입니다. 이 힘은 물체들을 서로 끌어당기는 방향(이를 중력 수축이라 합니다)으로 작용하고 그 힘의 세기는 각 물체의 질량에 비례하고 서로의 떨어져 있는 거리에 거리의 제곱에 반비례합니다. 이 중력의 작용으로 대부분 수소와 약간의 헬륨으로 만으로 이루어진 우주 거대 구조물이 형성되고 계속되는 중력의 작용으로 빅뱅 이후 2억 년이 지난 후에 비로서 최초의 별과 은하가 탄생하게 됩니다. 우리의 태양계와 태양은 빅뱅 이후 약 87억 년 뒤에 태어났습니다. 탄생된 별은 질량에 따라 각기 다른 진화를 하게 되고, 수명도 다르게 됩니다. 즉, 질량이 클수록 빨리 진화하게 되어, 진화의 최종 단계(블랙홀, 중성자별, 갈색왜성 등)에 이르게 됩니다. 별의 진화 과정에서 별의 중심부에서는 핵 융합 반응이 일어나게 되고 이는 빛을 내는 에너지원으로 그리고 중원소를 만드는 제작소로서도 역할을 하게 됩니다. 별은 진화 과정에서 수소 및 헬륨이외의 중금속을 초신성 폭발(이를 '슈퍼노바'라 부르기도 합니다)을 통해 우주 공간에 배출하게 됩니다. 이는 행성을 만드는 기본적 요소로서 활용됩니다. 이로서 별은 수명을 다하게 됩니다. 우주 공간에 대부분을 차지하고 있는 수소와 초신성 폭발로 배출된 중원소들은 여전히 중력의 작용으로 서로 뭉치려는 힘을 겪게 되고 이는 다시 기나긴 별의 진화를 시작하게 되는 것입니다. 우리 은하와 같은 나선은하의 경우에는 나선팔을 따라 분포하는 거대성간구름의 중력 수축 과정으로 별이 만들어진다는 별 탄생 이론이 일반적으로 알려져 있습니다.
Q. 일출시 태양의 크기가 크게 보이는 이유는 무엇인가요?
안녕하세요. 이상민 과학전문가입니다.일출시 태양의 크기는 다음과 같은 이유 때문에 크게 보이게 됩니다. 첫째, 빛의 굴절 현상 때문입니다. 태양이 지평선에 가까울 때, 태양의 빛은 지구의 대기를 통과하면서 굴절되고, 태양의 모양이 둥글게 휘어지게 됩니다. 이로 인해 태양의 상단과 하단이 지평선으로부터 멀어지고, 태양의 크기가 커지는 것처럼 보입니다. 이는 지구 대기가 마치 볼록렌즈와 같은 효과를 낸다고 이해하시면 됩니다. 볼록렌즈는 빛을 향해 볼록한 모양을 한 투명한 물체로, 빛이 볼록렌즈를 통과할 때 굴절되어 빛의 방향이 바뀌고, 물체의 모양이 확대되어 보이는 현상을 발생시킵니다. 지구 대기는 빛이 지평선에 가까울수록 더 많이 굴절시키기 때문에, 태양의 모양이 더욱 휘어지고, 태양의 크기가 더욱 커지는 것입니다.둘째, 거리 착시 현상 때문입니다. 인간의 뇌는 시각적인 정보를 해석할 때, 물체의 크기를 물체와의 거리를 고려하여 판단합니다. 그런데 멀리 있는 물체일수록 뇌가 물체의 크기를 과대평가하고, 가까이 있는 물체일수록 뇌가 물체의 크기를 과소평가하는 경향이 있습니다. 이를 거리 착시라고 합니다. 즉, 태양이 멀리 있다고 뇌가 생각해서 태양을 크게 보이게 만드는 것입니다. 이는 뇌가 물체의 크기를 판단할 때, 물체의 각 크기와 물체의 선명도를 함께 고려하기 때문입니다. 물체의 각 크기란 물체가 눈에 차지하는 공간의 각도를 말하며, 물체의 선명도란 물체의 경계가 얼마나 선명하게 보이는지를 말합니다. 뇌는 물체의 각 크기가 크고, 물체의 선명도가 높으면 물체가 가깝다고 판단하고, 물체의 각 크기가 작고, 물체의 선명도가 낮으면 물체가 멀리 있다고 판단합니다. 그런데 태양은 지평선에 가까울 때, 대기의 흐림이나 먼지 등으로 인해 물체의 선명도가 낮아지고, 물체의 각 크기는 크게 변하지 않습니다. 이때 뇌는 태양이 멀리 있다고 판단하고, 태양의 크기를 과대평가하게 됩니다. 이러한 이유로 일출시 태양의 크기가 크게 보이는 것은 실제 태양의 크기가 변하는 것이 아니라, 빛과 뇌의 작용에 의한 것입니다. 실제로 태양의 크기는 지구와의 거리에 따라 약간 변화하지만, 이는 눈으로 구분할 수 없을 정도로 작은 변화입니다. 일출시 태양의 크기가 크게 보이는 현상은 일몰시에도 동일하게 나타납니다.
Q. 행성을 관측할 때 대기를 이루는 주 성분이 무엇인지 어떻게 알아내는 것인가요?
안녕하세요. 이상민 과학전문가입니다. 행성의 대기는 행성의 기후, 환경, 생명체의 존재 여부 등에 영향을 미치기 때문에, 행성을 연구하는 데 매우 중요한 정보입니다. 하지만 태양계 밖에 있는 행성은 거리가 너무 멀어서 직접 대기를 측정하기 어렵습니다. 그래서 우리는 간접적인 방법을 사용해야 합니다. 행성을 관측할 때 대기를 이루는 주 성분을 알아내는 방법은 여러 가지가 있습니다. 그 중 하나는 행성이 별을 가리는 통과 관측법을 이용하는 것입니다. 통과 관측법은 달이 태양을 가릴 때 나타나는 일식 현상처럼 행성이 별을 가릴 때 나타나는 별의 밝기 변화를 통해 외계행성을 발견하는 방법입니다. 이 방법은 행성이 별의 앞을 지날 때, 행성의 그림자로 인해 별의 밝기가 원래보다 어두워지는 것을 관측하는 것입니다. 이때 행성의 대기가 별의 빛을 흡수하거나 반사하면 별의 밝기가 더욱 변화합니다. 이 밝기의 변화를 분석하면 행성 대기의 구성 성분을 알아낼 수 있습니다. 이 방법은 행성의 대기가 별의 빛을 거의 흡수하지 않는 경우에는 효과가 적을 수 있습니다. 예를 들어, 2015년에 발견된 외계행성 K2-18b는 통과 관측법을 통해 물 증기가 포함된 대기를 가지고 있다는 것이 밝혀졌습니다. 이 행성은 태양계 밖에 있는 슈퍼지구라고 불리는 행성으로, 지구보다 약 8배 정도 무겁고, 지구와 비슷한 온도를 가지고 있습니다. 이 행성의 대기에서 물 증기가 발견된 것은 생명체가 존재할 수 있는 가능성을 높여주는 중요한 단서입니다. 수증기는 생명체가 살아가기 위해 필요한 물을 만들어주는 역할을 하기 때문입니다. 수증기가 있는 행성은 생명체가 살 수 있는 적절한 온도를 유지할 수 있을 가능성이 높습니다. 물 증기가 있는 행성은 아직 많이 발견되지 않았기 때문에, K2-18b는 특별한 행성입니다. 행성을 관측할 때 대기를 이루는 주 성분을 알아내는 방법에 대해 간단하게 설명해 드렸습니다. 통과 관측법 외에도 다른 방법들도 있습니다. 예를 들어, 행성이 별의 뒤로 지날 때, 별의 빛이 행성의 대기를 통과하면서 흡수되는 흡수선을 관측하는 방법이 있습니다. 이 방법은 행성의 대기가 별의 빛을 많이 흡수하는 경우에 효과적입니다. 또한, 행성의 대기가 별의 빛을 반사하면서 나타나는 반사선을 관측하는 방법도 있습니다. 이 방법은 행성의 대기가 별의 빛을 많이 반사하는 경우에 효과적입니다. 이러한 방법들을 통해 우리는 태양계 밖의 행성의 대기를 연구할 수 있습니다.