<태양계 형성 이론>

태양계 형성 이론에는 크게 난류이론, 조석이론, 성간운이론, 축적이론 4가지가 있다.

1.난류 이론(Turbulence Theory)

이 난류이론은 르네 데까르트의 와류이론에 근거를 두고 있는데 근대 우주 생성론에 있어서 우주 생성론은 르네 데까르트의 와류이론에서 시작되었다. 그는 우주생성론에 과학적 방법을 적용시키고자 시도한 최초의 과학자였다. 그의 주장은 모든 운동이 신비의 물질 "에테르"로 가득한 우주 공간속에 닫힌 궤도를 이룬다는것이다. 이 개념에 의해 그는 모든 규모에 소용돌이가 나타나는 계를 상정하였고 작은 입자들은 계속적인 마찰로 중심으로 결국 떨어져 내려 태양에 축적되고 반면 큰 물체들은 소용돌이에 잡혀 그 속에 남는다. 와류이론에 반대한 과학자들이 제시한 반론은 태양계의 대칭성, 즉 모든 행성의 운동이 황도면 또는 태양적도면에 있다는 것을 이 이론이 설명하지 못한다는 것이었다.

이 난류 이론은 현대에 와서 데까르트의 소용돌이 우주생성론을 개량하여 태양이 생길때 태양둘레에는 난류를 형성하는 회전하는 가스 대개의 존재를 설명하는 것으로서 난류는 각기 다른 여러 규모에 걸쳐 소용돌이가 계층구조를 형성하는 것으로 설명될수 있다. 그중 가장 작은 소용돌이에서 에너지가 소진되어 고밀도 영역을 이루어 행성을 형성하는 응결핵이 된다. 이 응결핵은 주변의 물질을 중력으로 끌어 당겨 커진다는 것이다. 이 이론이 가지는 문제점은 무엇이 난류를 만드는가 하는 것이다. 이 질문의 답은 현재까지 구해지지 못하였고 결과 이 이론은 자연히 도태되었다.

2조석이론(Tidal Theory)

최초의 조석이론은 혜성이 태양에 충돌할 가능성을 주장한 게오르게 루이 데 뷔풍(George Louis de Buffon; 1785)의 의하여 제안되었다. 그 당시에는 혜성이 태양만큼 큰 질랴을 가진 것으로 생각되었다. 그러나 이미 잘 알려진 것과 같이 혜성의 질량은 태양에 영향을 끼칠만한 조석력을 일으킬 만큼 크지 못하다. 20세기에 들어와서 제임스 진스와 하롤드 제프리스에 의해 개량된 현대식 조석이론은 별이 태양을 가까이 지날 때 큰 난류덩어리가 태양에서 떨어져 나올 수 있다는 것에 근거한다. 떨어져나온 가스 덩어리들은 각각 여러 덩어리로 뭉쳐지고 냉각되어 결국 행성을 이룬다는 것이다. 이론이 가자는 결점은 근접 조우에서 끌려 나온 가스가 매우 뜨겁다는 것인데 따라서 행성을 만들기 전에 이 뜨거운 가스는 팽창하여 소산되어 행성을 만들수 없다는 것이다. 결국 이 이론은 버려졌지만 조석이론이 뜻하는 것은 태양계의 생성에는 어떤 파국적인 사건이 수반되는 것이어서 태양계의 형성은 그러므로 우주상에 나타난 유일한 사건일 수 있었었을 것이라는 것이다. 이 관점은 행성계의 생성이 자연히 보통 일어나는 현상이라고 보는 진화론에 의해 대치되었다.

3성간운 이론(Nebular Theory)

이 이론은 임마뉴엘 칸트와 피에르 시몽 데 라플라스가 재안한 성간운 가설이다. 이것을 바탕으로 태양계의 기원에 관한 가장 현대적인 성간운이론이 성립되었다. 이 가설에 따르면 원시태양성간운은 처음엔 공간적을 넓게 펴져 천천히 회전하는 가스운이었는데 자체 중력에 의해 차츰 수축하면서 원심력으로 고리형의 물질이 적도 근처에서 떨어져 나와 행성이 형성되었다는 것인데 오늘날 이 이론은 현상을 너무 단순히 취급한것으로 본다. 한 예를 들면, 우너심력만 작영했다면 수축하는 가스운은 계속납짝해질 뿐 구리를 만들수는 없다. 현대적인 관점에서 성간운가설은 크게 개량되었는데 행성을 만들기 위하여 물질분포가 연속적인 원반 형태로 물질을 충분히 밖으로 떨어내기에는 아마도 관측되는 태양계의 각운동량이 불충분했으리라고 계산된다. 그럼에도 불구하고 회전 물질로 구성된 고리 띠에서부터 행성과 달이 형성되었음을 설명하느 것은 매럭적인 데가 있다.

4.축적이론(Accumulation Theory)

최근에 와서 태양계 생성에 상정되는 것은 주변불질과 압력평형을 이루면 천천히 회전한는 가스운이다. 이 가스운은 수 천만년 동안 평범한 성간운으로 존재했었고 근처를 지나가는 나선상의밀도파가 유발시킨 충격으로 구름이 수축하여 질량이 큰 별이 근처에 생겼을 것이며, 아마 초신성 폭을 수반한 별의 죽음이 있었을 것이다. 초신성 폭발에서 발생한 충격파의 영향으로 이 성간운이 수축 붕괴하게 되었을 것이다. 수축붕괴하면 빠르게 회전하는 물질은 외곽영역에 생긴 고리나 원반에 남아있게된다. 태양계의 각운동량분포는 이 효과를 사용하여 이해할수 있다. 그러나 오늘날관측되는 태양은 오늘날보다 매우 빠르게 회전해야 한다는 계산이 나온다. 질량이 태양과 비슷한 젊은 별들을 관측한 결과도 이 사실을 확인해 주고 있다. 따라서 태양의 처음 수 십 억년간 태양풍으로 의한 질량 손실로 대부분의 각운동량이 손실되었다는 것은 오늘날 잘 알려져있다. 수축붕괴하는 성간운은 밀도가 높고 회전이 느린 중심핵을 빨리 형성하여 이것이 결국 태양이 된다. 중심핵은 회전 원반 가스체, 즉 원시태양계 가스운으로 둘러 싸인다. 이 가스에는 많은 티끌입자가 포함되어있다. 원반의 가스는 원심력에 의해서 원시태양으로 끌려가지않는다. 별빛을 흡수하고 붉게하는 효과를 통해서 트끌입자는 성간공간 어디나 존재하는 것이로 알려지있다.


원시태양에 나타나는 초기 수축과정동안 가스는 매우 뜨겁게 가열되어 기존의 티끌입자는 대부분녹았을 것이다. 원시태양 외부의 가스는 식어가면서 새 티끌입자는 마치 눈의 결정같은 모양으로 응결된다. 금속질과 반사능이 높은 입자가 먼저 생긴다. 온도가 떨어지면서 이보다 증발성이 큰 얼음입자가 형성된다.운석 표본의 화학성분과 구조에서 밝혀진 사항은 이런 순서로 응결되었음을 잘 입증해 준다.

원시태양운안에서 고체 티끌입자는 식어 원시태양의 적도평면에 형성된 매우 얇착한 원반으로 낙하하고 티끌입자는 가스를 이루는 원자보다 매우 무거우므로 원반으로 티끌이 가라앉지 못하게 저항을 가할 수 없다. 토성의 고리띠는 이 상태에서 더 이상 진화하지 못한 원반의 한 예로 볼 수 있다. 고리띠는 중심에 위치한 행성이나 주변의 위성에 너무 가까워서 달로 뭉쳐지지 못한다.

차거운 티끌입자로 구성된 얇은 원반은 차가운 가스운이 중력적으로 불안정한 것 같은 원리로 중력적으로 불안정하다. 밀도가 약간 높은 부분이 생기면 주변 물질을 중력으로 끌어 당긴다. 티끌입자들은 압력에 의해 저지되지 않고 밀도가 높은 영역으로 낙하한다. 그결과로 티끌입나들이 뭉쳐서 작은 덩어리를 만든다. 이렇게 해서 만들어진 덩어리는 충분한 자체 중력으로 작은 압력을 이겨서 덩어리로 남는다. 역학적인 계산에 따르면 이 덩어리의 크기는 소행성정도로 추산된다. 작은 행성체(planetesimals)는 이런 물체를 가리키는 용어로 만들어졌다. 소행성과 혜성의 핵은 한때 태양계를 가득채웠으리하고 보는 작은 행성체의 잔존물질로 보인다.

차가운 티끌입자가 어떻게 서로 붙어서 이런 덩어리를 만드는가하는 것은 아직 수수께끼로 남아 있다. 한 가능성은 이 티끌입자가 대부분 얼음물질이므로 부피가 큰입자들이 비교적 용이하게 녹아 붙을 수 있다는 것이다. 입자들이 산란을 일으키기보다는 서로 들러붙기에 충분히 느린 속도로 충돌하여 마치 눈송이가 뭉쳐져서 눈덩이가 되듯이 압축될수 있다. 궤도운동하는 작은 행성체는 서로 부딛칠 수 있다. 작은 암석들은 큰 물체에 부딛혀 쪼개진다. 부스러기들은 잦은 충돌이 일어키면서 큰덩어리에 축적되어 고체 암석으로 압축될 수 있다. 이쯤되면 큰 행성체는 자신의 중력으로 주변 물질을 끌어들여서 행성 정도의 크기로 자란다. 각각의 행성들은 원궤도에 가까운 궤도상의 잔존물질을 휩쓴다. 달이나 수성, 화성에 기록된 운석혈의 연구에 의하면 수 백만년의 기간에 걸쳐 오늘날 운석혈이 만들어졌다. 충돌을 일으킨 천체들은 직경이 수 백km이거나 그보다 더 큰, 말하자면 대표적인 소행성정도의 행성체였을 것이다. 대부분의 행성체느 태양계 형성 후 1억년 이내에 행성과 행성의 달에 끌려 들어가 뭉쳐졌고 나머지는 그 후 수 억년 동안 큰천체들과 부딪혀 사라졌다. 작은 덩어리는 큰 행성체와 충돌해서 대부분의 물질이 엉겨 붙으므로 행성체의 크기는 매우빨리 자란다. 소행성의 띠, 토성과 천왕성의 고리띠, 그리고 태양계를 둘러 싼 얼음 물질의 거대한 구름을 제외하면 행성간 공간에는 티끌입자만 남게 된다. 이런 일이 일어나는 동안 아직 나이가 어린 태양은 자꾸 밝아져 간다. 태양둘레의 티끌잊자로 가득 찬 영역을 태양빛의 에너지가 유입되므로서 형성되는 행성의 특성에 변화가 생긴다. 태양근처에는 온도가 매우 높아지고 증발성이 높은 얼음은 증발한다. 남는 것들은 주로 반사능이 큰것과 암석질이나 금속물질이다. 그러므로 내행성은 주로 밀도가 높고, 암석질이 많은 물질에서 생기게 된다. 이행성들은 질량이 비교적 작고 수소와 헬륨을 많이 가지지 못한다. 태양계의 외곽영역에는 온도가 충분히 낮아서 얼음이 녹지 않는다. 질량이 더 큰 행성이 여기서 생성되고 이 큰 질량으로 수소와 헬륨포획할수 있다. 그러므로 거대한 외행성은 질량이 크고 밀도가 비교적 낮다. 주로 수소와 헬륨이로 만들어진다. 목성과 토성은 그 중심에 무거운 원소구 구성된 암석핵을 가지고 전도성 액체수소로 구성된 외핵을 가진다. 이런 고얍의 상태에서 수소는 전리되어 전도성이 큰 금속과 같이 반응한다. 빠른 자전의 결과로 이런 행성은 강한 자장을 만든다. 목성둘레의 복사대에는 강한 자장으로 입자는 가속되어 전파 방출을 발생시킨다. 얼음을 구성하는 가벼운 원소는 행성의 달에 풍부하지만 이미 상당량의 수소와 헬륨을 잃었으리라고 보여진다. 현재의 축적이론에의 하면대부분의 행성은 원시태양둘레의 납작한 원반속에 많은 작은 물체들이 뭉쳐져서 형성되었으리라고본다. 원시행성원반은 베가, 베타 픽토리스와 MWC349같은 가까운 별 주변의 적외선 방출을 검출해 봄으로 그 존재를 알 수 있다. 행성의 자전과 공전 방향은 이 이론으로 자연스럽게 설명된다. (천왕성은 예외이다. 아마도 이행성은 몇개의 큰천체가 충돌함으러서 형성된것으로 보인다. 충돌의 결과로 자전축의 방향이 달라져서 황도면에 대해 90도 정도의 기울어짐을 설명할수있다.많은 작은 천체들이 뭉쳐지면 개개의 물체의 자전과 운동이 평균화되므로 이렇게 해서 생성된 행성의 자전축은 태양의 자전축과 평행하게 될것이다. 이축적이론이 현재 가장 유력한이론으로서 거의 정설로 받아들여지고 있다.