태양계에서의 행성 형성

 

 

태양 및 태양계 안 천체의 근원이 되는 것은 은하계에 불던 성간 구름입니다. "구름" 그래도 매우 희박 저온에서 전형적인 온도는 20K, 밀도는 1입방 센티 미터에 대해서 10 -19그램 정도입니다. 그 주성분은 수소와 헬륨 가스에서 나중에 행성과 위성이 돼고체 성분은 고체 입자(성간 먼지(신문)로 성간 운 내에 일고 있습니다.

 

이 성간 구름이 자신의 인력으로 수축을 시작합니다. 수축을 시작한 지 약 100만년이 지났을 무렵, 중심에는 원시 태양이 만들어지고 그 주변에는 희박한 원반상의 태양계 성운이 형성됩니다. 불안한 상황에 차분한 때의 태양계 성운의 온도, 밀도는 300~100K, 10 -9~10 -11그램/세제곱 센티 미터 정도이고, 온도, 밀도 함께 태양에서 벗어날수록 낮아지고 있습니다. 또 태양계 성운의 질량은 태양 질량의 몇%정도로 생각되고 있습니다. 고체 성분은 태양계 성운 내에 고체 미립자로 포함되어 있지만 중요한 것은 태양계 성운의 온도와 미립자의 조성과 관계입니다. 소행성 영역보다 안쪽에서는 성운의 온도가 150K보다 높고 바깥에서는 낮습니다.

 

 태양계 성운 정도의 압력 아래는 150K보다 저온에서는 물과 암모니아는 고체 상태인 그것보다 고온이 가스의 상태입니다. 즉 목성 영역 저쪽에서는 행성 재료 물질이 금속, 석질 물질 및 빙질 물질이고, 성운 가스 중 약 1.7%(중량 대비)이 고체 미립자의 형태로 존재하고 있습니다. 한편, 지구 등 태양에 가까운 영역에서는 금속, 석질 물질만이 행성 재료 물질인, 성운 가스 가운데 불과 0.34%(중량 대비)에 불과합니다. 나중에 알게 이 일이 목성형 행성과 지구형 행성의 차이를 만들어 내고 또한 소행성 형성과 깊은 관련하는 것입니다.

 

태양계 성운 내에 뜬 고체 미립자는 성운 가스와 함께 태양 주위를 돌고 있지만, 차츰 은하 적도 면에 침강하기 시작합니다. 그리고 1000~1만년에서 대부분의 고체 미립자는 은하 적도 면 근처의 극히 얇은 층에 집중합니다. 여기를 고체층이라고 읽고 있습니다. 고체층은 비중이 큰 미립자가 모였으며 그만큼 밀도도 높습니다. 그리고 고체 입자 군의 만들어 내는 인력이 태양의 인력을 웃돌게 됩니다. 중력적으로 불안정한 상태입니다. 그 결과 1장의 얇은 원반인 고체층이 뿔뿔이 분열되고 말 것입니다. 분열 조각의 크기는 직경 약 10킬로미터로, 화성의 위성이나 혜성의 크기에 필적하고 있습니다. 이 분열 파편은 이제 어엿한 천체이며, 미행성이라고 읽고 있습니다. 조성은 고체 미립자의 조성을 반영하는 소행성 궤도 내에는 밀리미터~셍치메ー톨 크기의 암석질, 금속질 고체 입자로 되어, 저온 원거리 영역에서 빙질 입자가 대부분을 차지합니다.

 

태양계 전체에서 만들어지는 미행성은 10조개에 이릅니다. 이들은 태양계 성운 가스 중에 있어 태양의 주위를 돌면서 서로 충돌을 반복합니다. 미행성은 성운 가스에서 항상 가스 저항력을 받았으며 이 때문에 충돌 속도는 억제하고 있습니다. 미행성끼리 충돌이 일어났을 때, 고속도로 있으면 미행성은 파쇄되고 말 것입니다. 그러나 저속도 충돌의 경우 충돌하면 서로 합체하고 큰 미행성으로 성장합니다. 월 정도의 크기로 성장한 천체를 원시 행성이라고 읽고 있습니다. 원시 행성은 더 미행성을 집적하고 성장을 계속합니다. 지구의 경우 현재의 크기까지 되는데 수백만년부터 1000만년 걸린다고 추정됩니다. 또 목성 영역에서는 목성의 중심 핵(지구 질량의 10~15배)까지 성장하는 데 1000만~2000만년으로 알려졌습니다. 행성의 성장 시간은 일반적으로 태양으로부터의 거리가 멀수록 긴 시간을 요하는 것으로 알려졌습니다. 대체로 태양에 가까운 행성에서 성장이 완료되어 간것입니다.

 

원시 태양은 형성된 지 약 2000만년까지 T타우리 단계로 불리는 진화 단계에 있습니다. 이 무렵의 태양은 표면 활동이 매우 심하고 강한 자외선, 태양 바람을 내뿜고 있습니다. T타우리형 별의 관측에 따르면 자외선의 강도는 현재 태양의 1만 10만배나 강한 것으로 알려졌습니다. 이 강한 자외선, 태양풍에 의해서 태양계 성운은 점차 산일하고 혹성 간 공간은 오늘 볼 수 있는 희박한 상태가 되었다고 생각됩니다.

 

미행성에서 원시 행성에 대한 성장은 태양계 성운 가스 속에서 진행합니다. 그래서 원시 행성은 원 운동하고 있어 성운 가스에서 항상 저항을 받아 태양 적도 면 내의 원궤도에서 별로 어긋나지 못 했습니다. 행성이 거의 동일 면내를 엔화로 가까운 궤도를 따라서 운동하는 것은 이 같은 가스 저항 작용의 결과로 풀이됩니다. 태양계 성운 가스의 영향은 이에 그치지 않습니다. 달의 크기보다 크게 성장한 원시 행성이 자신의 인력도 강해집니다. 이 인력으로 주변의 성운 가스를 원시 행성 중력권 내에 끌어들이는 짙은 대기를 형성합니다. 이 대기는 수소와 헬륨이 주성분인 현재의 대기와 구별해서 원시 대기라고 부르고 있습니다. 원시 행성의 질량이 커질수록 매료되다 대 량은 늘어납니다. 지구 사이즈까지 성장한 원시 행성이 대기 총 질량이 1026그램이나 됩니다. 원시 대기는 지구형 행성의 형성에도 또 목성형 행성의 형성에도 매우 중요한 역할을 하게 됩니다.

 

목성 영역에서 성운 가스가 산일되기 전에 이미 목성의 중심 핵은 지구 질량의 5~10배로 성장하고 있습니다. 그 주변에는 엄청난 양의 원시 대기가 끌지, 대기 질량은 원시 행성의 질량에 필적할 정도입니다. 이런 상황이 되자 대기는 역학적 안정성을 잃고 마는 것이죠. 그것까지 원시 행성의 중력권으로 확산되고 있던 원시 대기는 원시 행성 표면에 집중하고 대기의 주성분인 수소와 헬륨이 행성에 도입되게 됩니다. 희박하게 된 행성 중력권에는 더 성운 가스가 흘러들며 이 가스 또한 행성에 도입됩니다. 이렇게 해서 목성은 대량의 가스를 넣은 결과 거대한, 그러나 평균 밀도의 작은 행성이 된 것입니다.

토성 저쪽의 행성에서도 같은 과정이 개재했을 것입니다. 그러나 태양에서 벗어날수록 원시 행성의 성장에 오랜 시간을 요하고 충분히 성장하기 전에 성운 가스가 산일됩니다. 그래서 도입하는 성운 가스의 양은 적었던 것이다. 이것이 먼 목성형 행성 정도 가스 성분의 양이 적은 이유입니다.

 

원시 대기의 존재는 지구형 행성의 형성, 진화에도 중대한 영향을 가집니다. 지구형 행성의 경우 성장이 완료될 때까지 성운 가스는 존재하고 있습니다. 즉 원시 행성은 결국 원시 대기를 입고 신장을 해온 것입니다. 현재의 지구 대기와 마찬가지로 원시 대기도 보온 효과를 가집니다. 원시 대기에서는 대량이 많기 때문에 그 효과는 매우 강합니다. 원시 행성이 현 지구 질량의 6분의 1이상의 크기까지 커지면 보온 효과 때문에 원시 행성의 표면 온도는 녹는점을 넘습니다. 지구의 크기까지 되었을 때에는 무려 1800K을 넘는 고온이 됩니다. 이처럼 지구형 행성은 작열(약.연결)상태로 성장한 것입니다.

 

원시 지구 표면의 온도가 행성 물질의 녹는점을 넘으면, 집적되어 온 미행성은 단시간에 녹는 금속과 암석 물질이 분리됩니다. 그리고 무거운 금속은 침전하고 원시 지구는 3중 구조로 됩니다. 즉 중심으로 저온에서 금속, 석질 물질이 섞인 원시 중심 핵이 있고 그 둘레에 금속층, 맨 위에 용융된 석질층이 둘러싸고 있습니다. 비중이 큰 금속층이 중간에 낀 구조는 불안정하고 그 중 원시 핵과 중간 금속층이 역전되어 오늘 보면 금속 중심 핵·맨틀 구조에 이르렀다고 생각되고 있습니다.