우주론적 접근
천문학이란?
천문학이란 행성, 별, 은하, 은하단, 성운, 성단 등과 같은 천체 전체를 대상으로 하여 우주 자체의 기하학적 구조를 밝히는 데 주안점을 둔 학문입니다.
우주가 어찌 탄생했는지에 대해서는 여러 가지 학설이 있습니다. 그 중에서 표준모형으로 손꼽히는 것은 ‘뜨거운 대폭발(hot Big Bang model)’ 즉 ‘빅뱅’이론입니다. 우주는 아주 작고 뜨거운 점에서 시작하여 점점 커지고 있다는 모형으로, 아인슈타인이 1907년 ‘나의 인생에 있어 가장 행복한 생각’이었다고 한 일반상대성이론과 입자물리학의 깔끔한 결합인 동시에, 관측상에 드러난 증거들과도 매우 잘 부합한다고 합니다.
이를 뒷받침하듯 1929년 미국의 천문학자인 허블(Edwin Powell Hubble, 1889~1953)은 외부 은하계를 관측하면서 우주가 계속 커지고 있다는 사실을 밝혀냈답니다. 즉 “멀리 있는 은하일수록 더 빨리 멀어진다”는 유명한 그의 법칙을 실증적으로 확인했던 것입니다.
참고로 13세기 무렵부터 사용되기 시작한 ‘천문학(Astronomia)’과 14세기 이후에 사용된 ‘점성술(Astrologia)’이란 말의 본래 의미는 ‘우주론’에 더 가까웠던 것으로 보인다고 합니다.
별의 일생
앞서 짧게 언급 하였던 것처럼 별은 하늘에 영원히 떠있지 않습니다. 별도 사람처럼 언젠가는 죽고 맙니다. 우리의 낮을 밝히는 태양의 수명은 대략 100억년 정도로 추정되는데, 현재 태양이 약 50억년 정도 되었으니 앞으로 50억년 정도가 지나면 태양은 이 우주에서 영원히 사라지고 말 것입니다. 그리고 다른 모든 별도 태양처럼 태어나서 진화하다가 죽어갑니다.
별이 비록 가늠할 수 없을 만큼 지구와 아주 멀리 떨어져 있기는 하지만 천문학자들의 노력으로 우리는 별의 일생에 대해 소상하게 알 수 있습니다. 별 탄생의 비밀은 이렇습니다. 별이 만들어지려면 가장 먼저 수소와 헬륨으로 구성된 큰 기체구름이 수축해야 합니다. 이 기체가 중심부에 몰려들기 시작하면 중심부에 가까워질수록 속도가 빨라집니다. 그래서 중심부에 핵이 만들어지는 것입니다. 그런 다음 기체는 핵을 중심으로 점차 자체의 중력에너지를 쏟아내면서 빛을 발하기 시작합니다. 좀 더 자세하게 설명하자면, 일반적으로 어떤 물질에 압력을 가하면 온도가 올라갑니다. 따라서 주위에서 몰려든 기체의 양이 일정 값을 넘으면 중심부 온도는 대략 1,000만 도 이상이 된다고 합니다. 그러면 원자핵융합 반응에 불이 붙으면서 수소 원자가 헬륨 원자로 변하고, 이때 폭발적인 에너지가 발산되면서 별이 만들어지는 것입니다.
그 후 안정적이고 효율적인 반응의 진화를 거치면서 별은 장기간 빛을 발할 수 있게 됩니다. 특히 별의 탄생과정에서 가장 중요한 요소는 질량입니다. 질량에 의해 별의 크기와 빛의 밝기, 어떤 진화를 거치면서 얼마나 오래 사는지가 결정되기 때문입니다. 별의 중심부에 핵융합을 하고 남은 헬륨원자가 쌓여 양파껍질 모양의 주위에 핵융합 반응이 일어나기 시작하면 이때 발생되는 에너지양이 커지기 때문에 별이 더욱 밝아지는 것입니다.
그렇다고 해서 모든 별이 똑같은 진화의 과정을 거치는 것은 아닙니다. 변화가 빠르게 일어나면서 시간에 따라 밝기가 변하는, 즉 불안정하게 변광성으로 관측되는 별도 많이 있습니다. 이 외에도 초신성 폭발 또는 별의 표면에서 기체가 유출되어 행성상 성운을 만드는 과정 등을 통해 결국 빛을 발하지 못하고 죽어버리는 천체가 되기도 합니다.
이를 간략하게 정리해보면 별은 구름이 모여 탄생되고 진화를 거듭하다가 대량의 기체를 우주 공간에 방출하면서 죽어간다고 할 수 있습니다. 그리고 그렇게 방출된 기체는 다시 모여 다음 세대의 별로 새롭게 태어나는 것입니다. 그런 의미에서 어쩌면 별은 지난 과거를 이어가고 있는 것인지도 모릅니다. 불교에서 말하는 윤회설처럼 말입니다.
다시 한 번 말씀 드리면, 태양의 안정적인 수명이 무려 100억년에 달하는데도 불구하고, 수축하여 소멸하는 기간은 고작 1,000만년밖에 되지 않는다는 사실입니다.
* 까르페모리
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* 나한전 문살에 넋을 놓다