| 차례 | 제 1장 | 제 2장 | 제 3장 | 제 4장 | 제 5장 | 제 6장 | 제 7장 | ||||||||||||||||||||
| 자원과 환경: 지구의 선물, 그 빛과 그림자 - 제 1장 행성 지구 | ||||||||||||||||||||
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1-1. 우주의 기원 1-2. 태양계 1-3. 지구의 형성과 진화 보충 학습 참고문헌 | ||||||||||||||||||||
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1-1. 우주의 기원 1-1-1. 우주의 구성 우주 안에는 우리를 비롯해 이웃의 별들, 그리고 저 멀리 우리가 아직 모르는 은하계를 포함하는 총체적 시공간이 모두 들어있다. 우주의 구성은 별을 기본 단위로 해서 살펴볼 수 있다. 흔히 우리가 “별”이라고 부르는 것으로 스스로 빛을 내는 천체로서 한자말로는 항성(恒星)이라고 한다. 항성은 보통 그 주위에 자신의 중력으로 붙잡아둔 행성들을 거느립니다. 행성들은 보통 항성보다 훨씬 작으며 스스로 빛을 내지는 못하는데, 우리 지구가 바로 항성인 태양 주위를 돌고 있는 행성들 중 하나이다. 행성들은 항성 주위를 공전하며, 자신을 중심으로 공전하는 보다 더 작은 위성들을 거느리고 있기도 한다. 이 밖에 항성 주위에는 행성들과는 다른 매우 긴 주기의 타원궤도를 그리는 혜성, 행성들보다 매우 작은 소행성, 고체 파편인 운석, 이보다 작은 미세한 먼지, 그리고 가스들이 존재할 수 있습니다. 항성과 항성 주위의 이러한 천체들을 합쳐 항성시스템(star system)이라고 한다. 여러 개의 항성시스템과 항성시스템이 모여 하나의 거대한 은하를 형성한다. 우리 기준으로는 가장 가까운 별과 별 사이의 거리라도 엄청나게 멀지만, 우주 전체의 크기를 기준으로 할때는 거의 붙어 있는 것이나 마찬가지로 보일 수 있다. 특별히 매우 많은 별들이 이렇게 밀집해 모여 있는 곳이 있는데 이곳이 바로 은하이다. 예를 들면, 태양에서 가장 가까운 별은 알파 캔타우르스(그림 1-1-2)인데, 우리 태양계로부터 4.37광년 떨어져 있다. 1광년은 빛의 속도로 1년 이동해야 도달할 수 있는 거리로 약 10조(1013)km 정도 된다. 인간이 개발한 가장 최신 우주선으로 여행한다면, 대략 2만5천년 정도 걸리는 거리이다. 하지만, 이 별도 우리 은하에 속하는 별이다. 태양과 이 별과의 거리는 은하와 은하간의 거리에 비하면 그야말로 바로 옆에 붙어 있는 것과 마찬가지이다. 은하수라 부르는 우리 은하와 가장 가까운 은하는 안드로메다 은하(그림 1-1-3)인데, 우리와는 250만 광년 떨어져 있는 것을 보면 이를 잘 이해할 수 있을 것이다. 이 거리는 우리와 가장 가까운 별 알파 켄타우르스와의 거리보다 무려 57만 배 이상 긴 거리이다.  그림 1-1-2. 알파 켄타우루스의 모습. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cosmic/nearest_star_info.html.  그림 1-1-3. 안드로메다 은하의 상상도. http://www.definity-systems.net/~apw/astro/galaxies.html.  그림 1-1-4. 유럽남부관측기구(ESO; European Southern Observatory)의 천문학자 유리 벨렛츠키(Yuri Beletsky)가 2007년 7월 21일 파라날(Paranal, Chile)에서 찍은 밤하늘 우리 은하(Milky Way)의 모습. http://en.wikipedia.org/wiki/File:ESO-VLT-Laser-phot-33a-07.jpg. 그림 1-1-4는 밤하늘에서 볼 수 있는 우리 은하의 모습이다. 가운데 빛을 내는 길게 늘어진 구름같이 보이는 것이 사실은 수많은 성운 물질과 항성계가 모여 그렇게 보이는 것이다. 이 사진은 유럽남부관측기구(ESO; European Southern Observatory)의 천문학자 유리 벨렛츠키(Yuri Beletsky)가 2007년 7월 21일 파라날(Paranal, Chile)에서 찍은 것이다. 하늘에 100도 이상 각도로 넓게 퍼진 별과 먼지구름의 띠가 보이는데, 이것이 우리가 속한 은하, Milky Way(은하수, 미리내)이다. (해당 부분 네모로 표시하며)사진 가운데에 두 개의 밝은 별이 보이는데, 더 밝은 것이 목성(Jupiter)이고 덜 밝은 것이 안타레스(Antares: 전갈자리의 알파별)이다. 사진에는 4개 중 3개의 거대 망원경이 보이며, 은하의 정 중앙을 가리키는 레이저는 그 중 4번째 망원경인 예푼(Yepun)에서 쏘아진 것이다. 노출 사건은 5분이며, 은하에 초점을 맞추느라 망원경은 흐릿하게 번져 보인다. 우리 은하는 약 1000-4000억 개의 항성으로 이루어져 있으며, 직경은 약 10만 광년 정도 된다고 알려져 있다(그림 1-1-5). 은하의 평균 지름은 약 3만 광년 정도이고, 은하간 평균 거리는 약 300만 광년 정도입니다. 이와 같은 은하들은 관찰 범위인 약 930억 광년 범위 내에 1000억 개 이상 있는 것으로 추정된다(Mackie, 2002).. 관찰 범위 밖에는 또 얼마나 많은 은하들이 있을까? 바로 이러한 은하들이 모여 우주를 이룬다.  그림 1-1-5. 우리 은하의 모습. http://www.atlasoftheuniverse.com/galaxy.html. 아래 그림 1-1-6은 우리와 가까운 은하들의 이름과 위치를 나타내는 그림이다. 우리와 가장 가까운 안드로메다, 그리고 그 옆에 트라이앵귤라 은하가 있고, 그 밖에 작은 은하와 별들이 분포하고 있다. 이와 같이 은하들이 모여 있는 것을 은하단(local group)이라고 한다.  그림 1-1-6. 우리 은하 주변의 은하들. 이들을 함께 묶어 'local group'이라 한다. http://www.definity-systems.net/~apw/astro/galaxies.html. 1-1-2. 우주의 기원 지금까지 살펴 본 우주의 구성만으로도, 이 우주가 얼마나 대단히 큰지 알 수 있을 것이다. 이렇게 도저히 상상하기도 어려운 광대한 우주는 도대체 어떻게 해서 만들어 졌을까? 아인슈타인(Albert Einstein; 1879-1955)은 우주는 수축하지도 팽창하지도 않는 상태여서 과거에도 현재와 같았으며, 앞으로도 달라지지 않는 완전히 정적인 상태라고 생각하였다. 이는 그 당시까지의 대다수 사람들의 생각이기도 하였다. 이를 '정적우주론(stationary cosmology 또는 static theory)'‘이라 하는데, 공교롭게도 이는 아인슈타인 자신이 발표한 일반 상대성 이론(general relativity theory)에 정면으로 위배되는 것이었다. 그의 상대성이론에 따르면, 중력 때문에 우주를 구성하는 물질들은 서로 당겨져 붕괴되어야 하는데, 실제 우리가 보는 우주는 붕괴되는 조짐이 없었던 것이다. 아인슈타인은 이 모순을 해결하기 위해 소위 우주상수(cosmological constant)를 식에 더해, 우주가 붕괴되지 않고 정적으로 유지되는 것을 설명하려 하였다(Urry, 2008). 한편, 러시아의 수학자 프리드만(Alexander Friedman; 1888-1925)과 벨기에의 신부겸 천문학자 르메트르(Georges Lemaitre; 1894-1966)는 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 면밀히 살펴본 결과 우주가 팽창하여야 함을 발표하였지만, 아인슈타인은 이들의 의견을 무시하였다. 하지만, 1924년 허블(Edwin Hubble; 1989-1953)이 적색천이(red shift)를 관찰하면서 은하가 우리로부터 후퇴한다는 사실을 발표하면서, 아인슈타인은 이 우주상수를 철회할 수밖에 없게 되었다. 왜냐하면, 은하가 우리로부터 멀어진다는 것은 우주가 팽창한다는 증거이며, 이렇게 우주가 팽창한다면 상대성이론에서 우주가 중력으로 붕괴하는 것을 걱정할 필요가 없어지기 때문이다. 아인슈타인은 허블이 적색천이에 대해 발표하고 7년이 지난 후 자신이 억지로 주장하던 우주상수가 잘 못되었음을 인정하였고, 그 자신의 정적우주론의 오류도 인정하였다. 이로서 팽창론(theory of expanding universe)이 우주론의 정설로 자리잡게 되었다.
팽창론이 정적우주론을 밀어내고 우주의 상태를 나타내는 이론으로 자리 잡았지만, 어떤 식으로 팽창하였는가에 대해서는 두개의 서로 다른 의견이 대립하였다. 영국 캠브리지대 연구그룹을 이루고 있던 호일(Fred Hoyle; 1915-2001), 본디(Herman Bondi; 1919-2005), 그리고 골드(Thomas Gold; 1920-2004)는 수소가 계속 창조되면서 우주가 팽창하기 때문에 우주는 늘 시간적 공간적으로 등방성이며 항상 같은 꼴을 보여준다고 주장하였다. 이를 정상우주론(steady-state cosmology)이라 부른다.
이에 반해, 소련(우크라이나) 출신 미국 과학자 가모프(George Gamow; 1904-1968)는 처음 고온 고압의 특이점(singularity)로부터 급격한 폭발(팽창)을 통해 지금과 같은 모습으로 발전하였다고 주장하였다. 현재 우주는 팽창하고 있는데, 시간을 되돌리면 이 팽창하는 우주 구성 물질들은 서로 가까워 질 것이고, 결국 어느 시점에 이르러서는 모든 물질이 한 점에 모이는 상태가 되는데, 이 상태를 특이점이라 한다. 이와 같은 가모프의 주장을 빅뱅론(Big Bang theory)라고하는데, '빅뱅'이란 우리말로 ('쾅'하는 소리와 함께 폭발한다는 의미로) '큰 폭발' 정도의 의미를 갖는다. 원래 이 빅뱅이란 말은 가모프 자신이 만들어 낸 말이 아니라, 가모프의 이론을 반대하던 호일이 지어낸 말이다. 호일은 1949년에 라디오 프로그램 출연해서 빈정거리는 뜻으로 이 말을 사용했다고 생각하는 사람이 많은데, 호일 자신은 후에 이 말이 자신과 가모프의 이론에 있어서 차이점을 가장 잘 설명하는 말이라서 사용하였다고 하였다. 정상우주론과 빅뱅론 간의 논쟁은 1964년에 우주배경복사(cosmic microwave background radiation;CMBR)를 발견하면서 종식되었다. 우주배경복사란 우주의 별과 별 사이 또는 은하와 은하사이에는 어떠한 별과도 관련이 없는 초단파의 전자기파가 고루 발견되는데, 미국 벨 연구소에서 근무하던 펜지아스(Arno Allen Penzias; 1933-)와 윌슨(Robert Wilson; 1936-)이 라디오파를 이용한 우주 관찰을 위해 매우 감도가 좋은 안테나를 설치하면서 관찰하게 되었다. 이 우주배경복사가 빅뱅론으로 설명될 수 있게되면서, 우주의 기원으로서 빅뱅론이 더 설득력을 가지게 되었다.
이 밖에 진동우주론, 진공요동우주론, 혼돈급팽창우주론, 양자중력우주론 등이 있는데 이에 대한 자세한 내용은 직접 찾아보기 바란다. 1-1-3. 우주론에 있어서 두 개의 중요한 증거  그림 1-1-9.멀리 있는 은하 덩어리(초은하단 BAS11)의 광학 스펙트럼과 태양의 광학 스펙트럼 내 흡수선의 비교. 화살표가 적색 천이를 나타낸다. http://en.wikipedia.org/wiki/File:Redshift.png.  그림 1-1-10.Black body radiatio에 의해 예측되는 우주 마이크로파 진동수 분포와인공위성 COBE에 의해 측정된 실제 진동수의 비교. https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_microwave_background. 1-1-4. 빅뱅 이후 그림 1-1-11은 빅뱅이론에 따른 우주의 진화를 모식적으로 나타낸 그림dl다. 시간에 따라 빅뱅 이후의 빠른 팽창, 물질과 빛의 생성, 우주 배경 복사의 시작, 별과 은하의 탄생을 거쳐 오늘날 우주의 모습을 갖추기까지의 과정을 나타내고 있다. 현재 우주는 불균질하게 여기 저기 은하가 흩어져 있는데, 특별히 이렇게 은하들이 모여 있는 것을 은하단이라 부른다. 우리 은하는 이런 은하 중 하나이며, 이 안에 우리 지구가 속한 태양계가 있다.  그림 1-1-11.빅뱅 이후 현재까지의 진화 모식도 http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/wallpaper.php?id=PIA16876 . | ||||||||||||||||||||
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