우주에 있는 물질들의 탄생과 별 내부의 핵반응

우주에 있는 물질들의 탄생

우주에 있는 물질들의 탄생은 격렬하였다. 수소와 은 약 150억 년 전 빅 뱅big bang 의 강렬한 열을 통해 출현하였다. 우리 몸을 구성하는 탄소, 수소, 칼슘, 철 등 좀더 복잡한 원소들은 뜨거운 별 내부에서 만들어졌다. 우라늄과 같은 무거운 원소들은 초신성supernova이 폭발할 때 나타나는 충격파shockwave 속에서 합성되었다. 생명의 성분을 창조하는 이러한 핵 과정들은 가장 견뎌 내기 힘든 환경 속에서 진행되어 온 것이다. 이 원소들은 일단 만들어지고 나면 격렬한 폭발을 통해 별들 사이의 공간으로 퍼져 나오게 된다. 여기서 원소들은 중력에 의해 뭉쳐져 새로운 별이나 행성이 되며, 다시 전자기력에 의해 생명을 구성하는 화학 물질로 변조된다. 우리 몸의 뼈와 피는 물론이고, 이 글을 인쇄한 잉크, 이 글을 읽으며 독자가 숨쉬는 공기도 초기의 별들에서 만들어진 것이다. 관측소의 복도를 거닐다보면, 실리콘 상자를 덮고 있는 탄소 원자들이 보이는데, 철과 알루미늄으로 된 천체망원경으로 바로 그것을 구성하고 있는 물질들의 기원을 탐구하게 되는 것이다.

 

물질은 약 150억 년 전 빅 뱅이라 알려진 격렬한 폭발에 의해 생겨났다. 1초의 아주 작은 조각밖에 되지 않는 짧은 순간에 새로 탄생한 쿼크 quark 가 합성되어 양성자가 된다. 양성자들이 다시 핵융합하여 헬륨 원자의 핵을 이룬다. 태초의 이 원시국물 primordial soup 에 일어나는 잔물결이 중력으로 보강되어 조밀한 곳과 빈 공간으로 나뉘면서, 은하들로 꾸며진 거대한 장식용 우주 벽걸이가 형성되었다. 은하들 안에서는 다시 두꺼운 가스 구름이 별들을 생성해 내었다. 초기 우주에 일었던 작은 물결의 흔적은 우주 배경 복사에 남아 있어서 갓 태어난 우주의 구조를 추적할수 있게 해 준다.

 

거대 규모의 우주 진화와 더불어 물질의 미세 구조도 변하였다. 생명에 꼭 필요한 수소, 질소 등의 원소들은 이제는 죽어 버린 별의 내부에서 합성되었다. 그래서 천문학자들은 많은 별이 모여 형성된 은하로부터 물질의 미세 구조 변화를 연구할 수 있다. 1900년대 초에는 이런 연구 결과, 행성과 별의 나이에 대한 몇 가지 역설들이 만들어졌다.

 

지구 위의 천연방사능 연구는 원소들의 연대를 추정하는 실마리를 제공했다. 우라늄이 서서히 납으로 붕괴하는 과정에서 지구물리학자들은 지구 나이가 수십억 년이 됨을 알았다. 그러나 핵반응 과정을 알지 못하던 20세기 초의 천체물리학자들은 화학 연소와 중력 수축으로 에너지를 얻은 태양이 계산상 수백 년 동안만 빛을 발할 수 있다는 결론에 이르렀다.

 

이 불일치는 중요하다. 지구의 나이가 수십억 년이라는 사실은 사람들이 알아챌 수 없을 만큼 느린 생물 및 지질의 진화에 그럴듯한 모형을 제공한다. 원래 천문학과라는 양탄자는 그 밑에 깔려 있는 숱한 불일치 때문에 울퉁불퉁하긴 하지만, 1천 배 이상의 불일치는 묵과할 수 없는 것이다.

 

흥미롭게도 이 문제의 해결책은 방사성이라는 형태로 처음 문제를 제기했던 핵물리학 속에서 발견되었다. 별들의 수명이 수백만 년이 아니라 수십억 년이라면 화학적 에너지의 1천 배 정도의 에너지원이 계속 필요하다. 보통 화학적 변화는 원자의 바깥 부분에 있는 전자를 재배치하는 전기력과 관련된다. 이에 반해 핵 변환은 원자핵 속에서 양성자와 중성자를 재배치하는 강한 힘과 관련된다. 핵반응의 산물은 그 구성 요소들보다 때때로 더 질량이 작다. 그 질량 차는 유명한 공식 E=mc²에 따라 에너지로 변환된다.

 

 

핵반응에서 생성되는 에너지는 엄청나게 크다. 화학적 반응에서 생성된 에너지보다 대개 100만 배 이상이다. 핵 에너지의 단위로 사용되는 메가톤 megaton은 화학 에너지의 100만 배 이상이나 된다. 태양처럼 수소를 연료로 쓰는 별들은 100억 년의 일생 동안 충분한 에너지를 공급받는다. 태양의 현재 나이를 추측해 보면 대략 50억 년쯤이다. 우리가 안심하고 장기 투자 계약을 맺을 수 있는 건 이 때문이다.

 

 

별 내부의 핵반응

 

별 내부의 핵반응은 생물에게 필요한 에너지보다 더 큰 에너지를 제공한다. 핵반응 결과의 부산물인 주기율표의 원소들은 생명체를 구성하는 물질이 된다. 이 이외에 가장 중요한 사실은 별의 일생 동안 꾸준히 일어나는 핵융합 반응이 수십억 년 동안 꾸준히 지구에 에너지를 공급해 주었고, 또한 생명체와 인류가 진화할 충분한 시간을 제공한다는 점일 것이다.

 

결국 별은 우주 속에서 별 볼일 없는 존재'가 아니다. 별은 자체 중력에 의해 안으로 작용하는 힘과 그 내부의 뜨거운 기체압력으로 인해 밖으로 향하는 힘이 절묘하게 평형을 이루고 있는 구형의 기체 상태이다. 별 내부에서 수축된 수소 기체의 밀도는 보스턴 항의 바닷물과 같은 정도여서 우주의 밀도보다 100배 이상 크다. 온도가 3절대온도(섭씨-270°) 정도인 보통의 우주에서는 별 중심부의 온도가 1500만 절대온도이다.

 

이렇게 매우 높은 온도에서는 수소 원자에서 전자가 떨어져 나간다. 홀로 남은 양성자는 밀도가 높은 별 내부를 여기저기 돌아다니면서 잦은 충돌을 하게 된다. 별은 중심부에서 온도와 밀도가 가장 높다. 양성자 사이에는 전기적으로 미는 힘이 있긴 하지만, 중심부에서는 강한 핵력과 약한 핵력이 작용하기 시작할만큼 양성자들이 매우 가깝게 끌어당겨진다.

 

일련의 핵반응에서 수소 원자핵(양성자)이 핵융합하여 양성자 둘과 중성자 둘로 이루어진 헬륨 원자핵이 되는데, 이때 양전자 두 개와 중성미자 두 개가 더 생기고 에너지를 내놓게 된다. 원소의 합성이 헬륨(헬륨은 대폭발에서도 만들어질 수 있다.)에서 그쳐버린다면, 그리고 그 헬륨이 별 중심부에 갇혀 있다면, 별로 흥미로운 이야기도 아니고 구태여 여기에 언급할 필요도 없을 것이다. 수소 융합이 오랫동안 꾸준히 계속되어 별 중심부에 헬륨이 축적되면 별은 극적으로 변화한다.

 

네 개의 핵자들이 모여 헬륨을 이루게 되면 별의 중심부는 수축하여 열을 발산한다. 중심부의 온도와 밀도가 증가하여 압력과 평형을 유지한다. 그때 별은 전체적으로 균질성이 떨어지게 된다. 중심부는 수축하여 작아지고 외각층은 팽창하여 이전보다 50배 이상 늘어난다. 태양만한 별은 재빨리 적색거성 red giant 으로 바뀌어 차갑지만 밝게 빛나게 된다. 지구 위에서 살고 있는 우리의 편협한 관점에서 보더라도 이런 변화는 인간 역사의 종말이될 것이다. 상품 전략이니 지명타자제니 신호 대기 call waiting 니하는 것들은 지구와 함께 증발해 버릴 것이다. 그러나 적색거성 내부에서는 흥미 있는 사건들이 일어난다. 중심부가 수축하면 밀도는 커지고 온도는 더 올라간다. 이제 전에는 불가능했던 핵반응이 일어나 주 에너지원이 된다. 예를 들어 수소가 타 버려 생긴 헬륨이 연료가 될 수 있다. 별이 나이가 들어 중심부의 온도가 높아질수록 헬륨은 충돌이 잦아져 핵융합이 일어나기 쉬워진다.

두 개의 헬륨이 충돌하여 융합하면 처음에는 잠깐 동안 네 개의 양성자와 네 개의 중성자로 이루어진 베릴륨이 된다. 매우 놀랍게도 이렇게 명이 짧은 베릴륨에 다른 헬륨 원자핵이 충돌하여 탄소가 된다. 이 과정은 물 위에 떠 있는 통나무 위로 발을 빨리 굴러서 시내를 건너는 것과 같다. 이런 핵융합 과정 없이는 우리가 존재하지도 못한다.

 

탄소와 또 다른 헬륨이 핵융합하여 만들어진 산소는 탄소와 함께 별에서 만들어지는 가장 풍부한 원소이다. 헬륨 원자와 수소 원자핵인 양성자가 자주 충돌해도 중요한 핵융합이 일어나지 않는다. 탄소보다 더 작은 원자핵인 리튬, 베릴륨, 붕소 따위의 양은 탄소 양의 수백만분의 일 정도밖에 안 된다. 그래서 핵물리에서 잘 알려져 있지 않은 상세한 연구를 통해서만 우주 안의 원소의 함량비를 결정할 수 있다.

 

태양과 같은 질량의 별은 겨우 수억 년 동안만 적색거성으로 존재한다. 그 다음 단계의 연소는 매우 불안정하다. 적색거성은 외층을 밀어내고 행성상 성운이라 불리는 가스층을 형성한다. 어떤 별에서는 탄소를 많이 함유한 물질이 대류에 의하여 중심부에서 퍼지게 된다. 이렇게 표면에 도달한 물질은 거무스름한 흑연막을 형성한다. 결국 반응 연료를 소진하여 적색거성의 안쪽 중심부는 백색왜성 white dwarf 이 된다.