딥스카이
천문학에 그다지 깊은 관심이 없는 사람들이 밤하늘을 올려다 볼 때, 우리는 그들이 별을 보면서 별들을 이어 별자리를 그려보려고 하는 모습을 가장 먼저 떠올릴 수 있을 것이다. 혹은 눈 깜짝할 사이에 사라지는 유성을 보며 소원을 빈다거나, 뉴스에서 보도되는 유명한 혜성에 관해 관심을 기울이는 모습을 상상할 수도 있다. 그러나 그들이 딥스카이를 보는 모습은 쉽게 떠오르지 않을 것이다. 즉, 딥스카이와 그것의 관측은 다른 천문활동보다 덜 대중적이라는 말이다. 하지만 조금이라도 밤하늘에 관심에 있는 사람이라면 딥스카이의 매력에 빠져들 수 밖에 없음을 알 수 있다. 거대한 도심 속에서 딥스카이의 빛은 거의 찾아낼 수 없지만 - 망원경을 통해서라도 - 딥스카이의 신비스러운 존재감은 우리에게 조그만 감동의 시간을 줄 수 있기 때문이다. 그렇다면 딥스카이란 무엇일까? 태양계 내의 행성들과 혜성, 유성들은 딥스카이라고 칭하지 않는다. 왜냐하면 그 천체들은 맨눈으로 쉽게 보이기 때문이다. 깊은 하늘이라는 뜻의 딥스카이는 맨눈으로는 보기 힘들어서 망원경이나 쌍안경을 이용해 볼 수 있는 대상을 가리키는 용어이며, 일반적으로 성운, 성단, 은하를 지칭한다. 더 멀리 있는 천체들 - 퀘이사, 블랙홀 - 등도 엄밀하게 말하면 딥스카이의 범주에 들어가겠지만, 보통 망원경으로는 관측하기 힘들기 때문에 포함되지 않는다. “아는 만큼 보고, 본 만큼 느낀다.” 라는 말이 있다. 필자는 여러분이 딥스카이 - 성운, 성단, 은하 - 에 대한 이론적인 내용을 조금이나마 알고서 이것들을 볼 수 있는 기회를 접하게 된다면, 훨씬 더 좋은 경험을 하게 되리라고 믿으면서 전반적인 내용을 알아보고자 한다. 성단(Cluster)은 별들이 무리지어 모여있는 것이다. 사람들이 성단을 성운과 혼동하는 경우가 종종 있는데 실제 망원경으로 관측해 보면 성단은 별들이 점점이 박혀 있는 모양새를 볼 수 있다. 성단은 다시 산개성단과 구상성단으로 나누어진다. 산개성단(Open C.)은 수십 수백 만개의 별들이 비교적 허술하게 모여있는 것으로 주로 젊은 별들이 많아서 푸른빛을 발하는 경우가 많다. 딥스카이의 대상 중에서 가장 찾기 쉬운 대상으로 날씨가 맑은 밤에는 맨눈으로도 흐릿하게 볼 수 있다. 유명한 산개성단으로 황소자리에 있는 플레이아데스성단은 맑은 날 멍든 모양으로 보여서 우리 나라에서는 이 성단을 좀생이별이라고 불렀다. 쌍안경을 통해 본다면 푸른 보석들이 점점이 박혀있는 듯한 인상적인 모습을 볼 수 있다. 그 밖에도 가장 아름다운 산개성단 중 하나로 일컬어지는 페르세우스자리 이중성단, 게자리의 프레세페 성단 등이 있다. 구상성단(Global C.)은 별이 공 모양으로 밀집되어 있는 성단이며 늙은 별들이 많다. 은하의 탄생과 밀접한 관련이 있다고 여겨지는 천체이다. 헤르쿨레스 자리의 M13 성단은 딥스카이 초보 관측자들에게 1순위 관측대상이 되는, 북반구에서 가장 크고 화려한 대표적인 구상 성단이다. 성운(Nebular)은 성간물질들의 집합체이다. 우주상에는 성간물질들이 어디에나 있고 따라서 성운은 우주 곳곳에서 많이 발견된다. 이 성간물질은 가스나 먼지들이 대부분이다. 그래서 맨눈으로 보면 성운이나 성단을 잘 구별할 수 없을지라도 망원경이나 쌍안경을 통해서 보면 이 둘을 확연히 구별할 수 있다. 성운은 말 그대로 구름처럼 보이기 때문이다. 성운은 기원에 따라 산광성운, 행성상성운, 초신성 잔해로 나누어지며 산광성운은 다시 발광성운, 반사성운, 암흑성운으로 나누어진다.
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별의 일생
별은 대부분 수소로 구성된 성간물이 중력 수축을 하여 태어나게 된다. 성간 구름이 점점 빨리 회전 하면서 중심 방향으로 중력 수축을 함에 따라 내부의 온도는 서서히 상승한다. 온도가 1만 도에 이르면 대부분의 수소들은 전리하고, 마침내 중심 온도가 1천만 도에 이르면 핵융합에 의하여 에너지를 내기 시작한다. 즉 별이 빛나기 시작한다. 이리하여 마침내 별 하나가 탄생하는 것이다. 이때 중력 수축한 성간물질의 양이 태양 질량의 1/10보다 작으면 온도는 1천만 도에 도달하지 못한다. 즉 핵융합이 일어나지 못하여 별은 태어나지 못한다. 예를 들어 우리 태양계 행성의 하나인 목성은 수소 가스로 구선된 채 태어나지 못한 별이라고 할 수 있다. 반대로 성간물질의 질량이 태양 질량의 100배가 넘으면 중력 수축이 일어날 때 내부 온도가 너무 높아 여러 조각으로 나뉘어져서 여러 개의 별을 만든다. 이러한 과정이 성단의 탄생으로 이어지는 것이다. 우리가 대부분의 별들의 질량이 태양의 질량의 1/10보다는 크고 100배 보다는 작다고 보는 이유는 바로 이러한 근거에서 비롯된 것이다. 태양 정도의 질량을 가진 원시별은 현재 태양보다 1000배 이상 밝으며, 그 크기도 100배가 넘는다고 한다. 이후 약 1000만년 동안 중력 수축하여 결국 안정된 상태에 이르게 되는데, 태양 같은 별의 수명 약 100억 년에 비하면 거의 순식간에 만들어진다고 해도 그리 틀린 말은 아니다.
중성자별
-중성자만으로 된 별. 별의 진화 과정에서 무거운 별이 초신성처럼 폭발한 결과, 반지름은 10km 정도밖에 안 되지만 질량은 태양만큼이나 큰, 중성자만으로 된 별이 생겨난다. 이것이 바로 중성자별이다. 이론적으로는 1939년에 제창되었으며, 1968년에 게 성운 중심에서 발견된 펄서(pulsar)가 중성자별의 실재성을 증명하는 것이라 여겨지고 있다. -질량이 큰 별의 마지막 진화단계. 질량에 따라 별의 마지막 진화단계는 3가지로 나뉜다. 질량이 작은 별은 행성상성운 단계를 거쳐 백색왜성이 되며 질량이 큰 별은 초신성으로 폭발하여 중성자별이 되고, 질량이 더 큰 별은 블랙홀이 된다. 중성자별의 개념은 1932년 J. 채드윅이 중성자를 발견한 직후 생겨났다. 별 전체를 하나의 거대한 원자핵으로도 볼 수 있는 초고밀도중성자별의 존재 가능성은 먼저 L.D. 란다우에의해 지적되었다. 한편 W. 바데와 F. 츠위키는 33년에 초신성 폭발로 중성자별이 만들어진다는 생각을 제창하였다. 일반상대성이론과 중성자 페르미기체의 상태방정식을 이용한 중성자별의 구조 연구는 39년에 J.R. 오펜하이머와 G.M. 볼코프에 의해서 발표되었다. 이와 같이 중성자별의 존재는 이론적으로는 일찍부터 예언되어 왔으나 관측을 통해 중성자별의 존재가 확증된 것은 68년 영국의 A. 휴이시 등이 발견한 펄서가 중성자별로 규정된 뒤부터이다. 중성자별은 전파 펄서로 존재할 뿐만 아니라 근접연성계(近接連星系)에 존재할 때에는 강력한 X선별로서 관측된다는 것이 70년대부터 X선천문학 관측으로 밝혀졌다. 일반적으로 페르미입자로 이루어진 물질은 0K의 온도에서도 유한한 압력을 나타내기 때문에 온도 0K의 별이 안정하게 존재할 수 있다. 온도 0K의 별의 중심밀도와 그 별의 질량 관계를 나타낸 것이 〔그림 1〕이다. 중심밀도가 1㎤당 10～10g인 별이 중성자별이며 최대질량은 태양의 1.7배 정도이다. 1㎤당 10g 이하의 중심밀도인 별이 백색왜성이다. 안정한 백색왜성과 중성자별의 밀도영역 이외에서는 일반적으로 별은 불안정하게 되어 있다. 중성자별은 중심부가 주로 중성자로 되어 있지만 별 전체가 중성자로 되어 있는 것은 아니다. 중성자별의 구조는 〔그림 2〕와 같다. 제일 바깥쪽 영역을 외각이라 하며 원자핵으로 이루어진 결정격자 사이를 전자액체가 채우고 있다. 그 안쪽에는 내각이 있어서 원자핵의 결정격자, 전자액체와 더불어 중성자액체가 존재한다. 더 안쪽에는 양자액체 영역이 있어서 중성자액체, 양성자액체, 전자액체의 3종류의 페르미액체가 공존한다. 현재 전자 펄서 및 선별로서의 중성자별의 관측이 비약적으로 진전되어, 중성자별의 물리학은 정량적인 실증과학단계에 들어섰다. ☞펄서란? -초 또는 밀리초 단위의 짧은 주기인 펄스형식으로 전파를 방사하는 천체. 맥동전파원이라고도 한다. 펄서는 강한 자기장을 가진 자전하는 중성자별로 생각된다. 1967년 케임브리지대학 A. 휴위시 그룹의 대학원생 J.B. 벨은 유난히 강한 전파원을 검출하고 펄스형식의 전파가 다가온다는 것을 발견하였다. 휴위시 등은 다시 관측을 계속하여 이 전파원이 1.3373011 초의 매우 정확한 주기로 펄스상전파를 내보내며, 태양계 밖의 먼 우주공간에서부터 오고 있다는 사실을 발견하였다. 처음에 이 기묘한 전파는 지구외문명에서 오는 교신일지도 모른다는 의문도 가졌다. 그러나 전파원이 차례차례 발견되고 이것이 자연현상이라는 사실이 밝혀졌으며 이후 펄서라고 부르게 되었다. 펄서가 발견되자 이 현상을 설명하려는 여러 가지 설이 제안되었다. 그러나 그 뒤 초신성잔해인 ＜게성운＞의 중심으로 0.033초라는 극히 주기가 짧은 펄서가 발견되어 펄서의 모델로서 중성자별 모델만이 남았으며 현재 이 모델이 일반에 널리 받아들여지고 있다.
블랙홀과 내가 보는 세상
백색외성은 밀도가 매우 높고 강한 인력을 가지고 있다. 그러나 중성자별은 그보다 더 높은 밀도와 인력을 가지고 있다. 아까 내가 1센티만큼의 정육면체를 백색외성에서 띄어내면 35킬로그램이라고 말했는데 중성자별에서 똑같은 정육면체를 띄어내면 그 무게가 무려 15억톤이나 된다. 중성자별의 정육면체 1센티가 지구의 250배나 되는 질량을 가지고 있는 것이다. 중성자별의 질량은 얼마나 될까? 질량이 커질수록 안쪽으로 끌리는 인력은 강해지는데 혹시 이 중성자별을 구성하고 있는 중성자까지 파괴될 정도의 인력이 굉장한 일은 없을까? 만약 중성자가 찌그러진다면 이 물질이 제로를 향해 찌그러져 가는 것을 막는 것은 아무것도 없을 것이다. 그리고 만약 그별에서 1센티미터의 정육면체를 띄어낸다면 그것은 15억톤이 아니라 그보다 훨씬 무거워져갈 것이다. 그렇다면 인력도 더욱강해져서 그 어떤 것도 그 별을 탈출할 수 없게 되는 결과가 발생한다. 왜냐하면 이 탈출속도란 것은 인력에 비례하여 그 별을 탈출할 수 있는 속도를 말한다. 인력이 강하더라도 그 인력을 이길 정도의 속도로 빠져나간다면 그것을 빠져나갈수 있기 때문이다. 그리하여 빛은 우리 지구를 마음껏 왔다갔다 할 수 있는 것이고 우주선이 지구를 빠져나가는 것도 지구의 탈출속도를 넘어서 비행을 하기 때문이다. 하지만 중성자까지 찌그러져버린 별에서의 탈출속도는 상상을 넘어가서 빛또한 탈출할 수 없게 되는 인력에 까지 이른다. 일반 물리학의 상식으로 빛보다 빠른 것은 없다.
우주론
▶우주론의 전개 과정 거대 우주를 다루는 현대 우주론의 시작은 20c에 시작되었다. 현대 우주론의 이론적 바탕-아인슈타인의 이론 1905년 - 중력없는 공간에서 일정 속도로 움직이는 계의 운동을 기술할 수 있는 특수 상대성 이론 1915년 - 일반 상대성 이론 :중력이 있는 시공간에서의 물체운동을 기술 1920년대 - 관측우주론과 이를 이론적으로 설명할 수 있는 이론 우주론이 이론 우주론이 나옴. 허블에 의해 시작된 관측우주론은 망원경과 검출기 발전에 힘입어 블랙홀을 포함하고 있는 퀘이사의 발견, 우주를 가득 채우고 있는 차가운 우주 배경 복사의 발견, 거대구조의 발견, 중력에 의해 빛이 휘어 보이는 중력렌즈의 발견 등 많은 발전을 보임 ▶현대 우주론의 변천과정 아인슈타인의 일반 상대성 이론 ↓ 허블의 우주 팽창설 ↓ 우주 팽창설은 2가지 궁금증을 자아냄 ⅰ우주가 팽창하기 전의 모습 ⅱ.우주가 언제까지 팽창할까. ↓ 빅뱅우주론 ↓ 정상우주론 ↓ 빅뱅우주론을 강력히 뒷받침해주는 우주배경복사의 발견 ↓ 인플레이션 가설 ↓ 우주상수가 다시 고개를 들기 시작하였다. 것. ▶현대 우주론 전개 과정 순서에 따른 이론들 ▷아인슈타인의 상대성이론 상대성이론에는 두 가지가 있다. 아인슈타인이 1905년 독일의 물리학지에 발표한 특수상대성이론과 10년 후 인 1915년에 발표한 일반 상대성이론이 그것이다. 특수상대성이론과 일반 상대성이론의 차이는 특수상대성이론이 관측자가 등속도 운동(관성계)을 하는 경우에 적용되는 이론이고, 일반 상대성이론은 가속도 운동의 경우에도 적용되는 이론이라는 것이다.
우주의 기원과 진화
우주는 하나의 공과 같은 물체로부터 시작되었는데, 그것이 폭발해 퍼짐으로써 별들이 생겼다 우주는 언젠가 다시 중심을 향해 붕괴되어 결국엔 소멸하게 된다 시간과 공간은 같은 것 대폭발 우주론, 상대성 이론 우주방정식의 해 이들이 힘겹게 도출해 낸 해는 엉뚱한 결론을 내포하고 있었음 우주는 살아 있는 생물처럼 나이를 먹어 감에 따라 커지기도 하고 수축하기도 한다는 것 물론 이러한 어처구니없는 우주의 속성을 아인슈타인과 드 지터는 전혀 인정할 수 없었음 결국 그들은 원래의 우주 방정식에, 수학적으로는 아무런 하자가 없으나 물리적으로는 다른 의미를 잉태할 수 있는, 새로운 항을 끼워 넣게 됨 이렇게 도입된 항이 바로 그 유명한 `우주 상수‘ 결과는 매우 만족스러운 것 새로운 우주 방정식의 해는 팽창 또는 수축하려는 속성이 없는, 그들이 처음에 원했던 형태의 우주를 보여 줌 러시아의 33세 알렉산더 프리드만 아인슈타인과 드 지터가 잘못된 방법으로 해를 구해, 잘못된 물리적 해석을 내렸다고 주장 그는 우주 방정식 자체가 여러 해를 가질 수 있다는 점을 지적하고, 우주는 팽창할 수 있다고 주장 1922년 권위있는 저명한 학술지에 현대 대폭발 이론의 기본 내용을 모두 포괄한 그의 논문을 발표 그러나 이상하게도 그 논문은, 7년 후에 벨기에의 신부 르메트르라는 사람이 학계에 거의 알려지지 않은 학술지에 거의 같은 내용의 논문을 재 발표할 때까지 학계에서 전혀 거론되지 않았음 프리드만 자신은 자신의 그러한 공적을 전혀 인정받지 못한 채 1925년 세상을 떠남 지금도 서방 학계에서 흔히 `대폭발 이론의 아버지`로 르메트르의 이름이 거론되는데, 이때마다 러시아 학자들의 얼굴이 굳어짐을 볼 수 있음
원시 은하운
빅뱅 이후 우주의 탄생 직후부터 은하의 형성은 시작되고 있었다. 이 은하의 형성을 알아보기 위해선 우선 원시 은하운에 대해 알 필요가 있다. 이론 계산에 의하면, 우주 탄생 후 10만년 정도부터 미지의 암흑 물질의 무리가 선행하기 시작했다고 한다. 이 무리에 끌려가 물질의 무리 성장도 진행되어 우주 탄생 후 38만년에 위성 WMAP에 파악된 온도로 해 10만 분의 1 정도의 무리가 나타났다. 무리는 간접적으로 물질의 분포에 치우침을 나타내고 있다. 암흑물질을 포함해 물질 밀도의 진한 부분은 중력을 일으키고 물질을 모아 원시 은하운이라 불리는 물질이 많은 장소가 탄생했다. 은하의 말하자면 “종(種)”이라 할 수 있는 것이다. 중력은 물질을 모아 원시은하운을 수축으로 향하게 한다. 한편으론, 수축이 진행하는 중심부에는 열이 발생된다. 이 열은 중력과 대항해, 원시 은하운을 팽창시키는 쪽으로 움직인다.
은하계(하늘의 은하수)
대기가 맑은 장소에서, 밤하늘을 올려다보면 은하수가 보인다. 이 은하수는 2000억 이상의 별이 모여서 된 우리의 은하를 안쪽에서 본 모습이다. 우리가 있는 은하를 은하계, 또는 은하수 은하라고 부른다. 은하계는 직경 10만 광년 몇 개의 팔을 가진 막대나선은하라 생각되고 있다. 우리들의 태양계는 은하계의 몇 개의 팔 가운데 오리온 팔이라 불리는 팔의 중심에 있다. 은하중심으로 2만8000광년, 태양계의 황도면이 은하면으로부터 68도 정도 기울어진 상태로 존재한다.
달의 기원 - 분리설
달의 기원에 관해 최초라고 할 만한 상세한 설명이 제시된 것은 19세기 이후의 일이었다. 찰스 다윈Charles Darwin의 아들 조지 다윈George Darwin은 유명하고 존경받는 천문학자로서 광범위하게 달을 연구하여 1878년 분리설(fission theory)이라고 알려진 이론을 세웠다. 조지 다윈은 달이 지구에서 멀어지고 있음을 확인한 최초의 천문학자일 것이다. 달이 지구에서 멀어지는 속도에 관해 자신이 갖고 있던 지식에서부터 되짚어 연구해 나가면서 다윈은 지구와 달이 한때 같은 덩어리에 속해 있었다는 의견을 제시했다. 그는 이 용융 상태의 점성 있는 구체가 당시에는 약 5시간 반을 주기로 빠르게 자전하고 있었다고 주장했다. 나아가 다윈은 태양의 조석작용이 그가 말하는 분리를 초래했다고 추측했다. 본래의 덩어리에서 달 크기의 작은 덩어리가 빙글빙글 돌면서 떨어져 나가 결과적으로 궤도에 자리 잡게 되었다는 것이다. 당시 이 이론은 굉장히 논리적으로 보였고 20세기 초까지는 큰 호응을 얻었다. 사실상 분리설은 1920년대까지만 해도 심각한 공격을 받지 않았다. 그러다가 1920년대에 영국 천문학자 해럴드 제프리스Harold Jeffries가, 반(半)용융 상태인 지구의 점착성은 운동을 약화시키기 때문에 다윈의 분리설을 충족시키는 데 필요한 만큼의 진동은 발생할 수 없음을 밝혔다.
근대 우주론
근대의 우주론은 종래 기독교적 창조론이나 아리스토텔레스적인 우주 불별론에 비하면 많은 부분에서 발전을 이루었다. 기존의 비과학적 패러다임을 개혁하기 위한 코페르니쿠스, 티코브라헤, 케플러 등의 연구가 이러한 발전의 원동력이 되었다. ▪ 1530년경 코페르니쿠스는 수학에 바탕을 둔 기하학적 우주관으로서의 지동설 (태양중심설) 을 탄생시켰다. ▪ 1574년 티코 브라헤는 카시오페아자리에서 신성이 서서히 소멸하는 현상을관측 하였고, 혜성의 운동이 타원형이라는 사실을 알아내어, 천체가 원운동이아니라 타원운동을 한다는 사실을 밝혀 내었다. ▪ 티코 브라헤의 우주모형 이를 바탕으로 티코 브라헤는 지구중심설 을 주장했는데 행성은 태양주위를 돌고 태양은 행성을 바짝 당기면서 우주의 중심인 지구의 주위를 돈다는 독자적인 우주체계를 구상하였다. ▪ 케플러 의 3가지 법칙 - 타원궤도의 법칙 - 면적속도 일정의 법칙 - 조화의 법칙 이것을 통해 우주가 일률적으로 움직인다고 생각하는 기계론적 사상을 도입시키고, 대수를 천문계산에 이용함으로써 현대 우주론의 기반을 다져 놓았다. 또 지구가 우주의 중심이 아니라 한개의 별에 불과하다는 사실을 인식시켜서 우주에 대한 시야를 넓게 해주었다.
빅뱅우주론
우주가 팽창하고 있다면 어떻게 우주의 기원을 설명하는 이론으로 발전할 수 있었을까? 간단하게 생각해 보자. 우주가 점점 팽창하고 있다는 사실을 거꾸로 뒤집으면 과거로 거슬러 올라갈수록 우리 우주는 점차 작아질 것이다. 꽃이 피는 장면을 찍은 필름을 거꾸로 돌리면 꽃봉오리가 다시 오므라지고 돋았던 싹이 땅 속으로 들어가 버리듯이 팽창하는 우주 역시 거꾸로 돌린다면 차츰 축소되어 마침내는 우주가 아주 작은 하나의 덩어리가 될 것이다. 그 덩어리는 다시 작아지고 작아져서 하나의 점이 되고 언젠가는 우리 우주 즉 그 점이 처음 탄생하는 순간이 있지 않겠는가. 그렇다면 우리 우주는 처음부터 줄곧 있어 온 것이 아니라 갓난아기가 어머니 뱃속에서 태어나듯이 아득히 먼 어느 날 처음 태어나서 오늘날까지 팽창을 계속해 온 것이 아닐까? 바로 이러한 의문들이 '대폭발설' 즉 빅뱅 이론을 탄생하게 만들었다. 앞에서 배운 허블의 관측 결과와 프리드 만, 르메트르의 선구적 연구를 토대로 1956년 러시아 출신의 미국 학자 조지 가모프(George Gamow)는 우주의 초기 상태를 규명하려 했던 것에서 빅뱅이론을 제안하였다. 조지 가모프는 한때 프리드만의 제자이기도 했다. 1.빅뱅 이론이란? 빅뱅이론이란 간단히 말해서 우주가 어떤 한 점에서부터 탄생한 후 지금까지 팽창하여 오늘의 우주에 이르렀다는 이론이다. 얼핏 생각하기엔 황당하기도 하고, 수백억년 전의 우주를 어떻게 알 수가 있을까 하는 생각도 들지만 무시하지 못할 많은 과학적인 증거들을 가지고 있다. 빅뱅이론은 현재 우주모델의 표준이 되는 것으로 상당히 강력한 지지 기반을 가지고 있다. 우주가 특이점에서 생겨나 지금까지 약 130-200억년 정도의 나이를 가졌다는 것과 양자론, 일반 상대성이론으로 플랑크 타임 이후의 우주 진화를 설명할 수 있고 예측할 수도 있다. 물론 예전에 평평함의 문제(Flatness problem)라는 것과 지평선 문제, 자기 단극자 문제가 대두되어 위기를 맞기도 했으나 구스의 인플레이션이론으로 인해 어느정도 해결이 되었다. 하지만 이 인플레이션 이론 역시 아직 완벽하지 않다는 것이다 2.빅뱅이론과 정상우주론 이 문제에 대해 생각하기 이전에 우리는 먼저 우주가 정지하고 있는가 아니면 팽창하고 있는가? 에 대해 생각해 보아야 한다. 한편 우주는 영구 불변하다는 생각도 끈질기게 남아 있었다. 1948년에 영국의 본디,골드,호일 등은 '정상 우주론' 을 제창하였다. 빅뱅 이론은 우주가 왜 대폭발을 일으켰는가에 대한 물음에 답할 수 없었으며 관측의 정확성도 불확실하여, 당시 허블이 계산한 약 20억년이라는 우주의 나이가 지구의 나이 약 46억 년보다도 짧은 모순도 생겼다.
지구에 대한 정리
태양으로부터 세번째 궤도를 돌며, 달을 위성(衛星)으로 가지고 있다. 또한 엷은 대기층으로 둘러싸여 있고, 특유한 지구자기(地球磁氣)를 가지고 있다. 지금까지 알려진 바로는 전우주에서 고등생물이 서식하는 유일한 존재이다. 지구의 기원에 대해서는 예로부터 여러 설이 있었다. 그러나 지구의 기원을 생각할 때 태양계 내의 다른 행성들의 기원과 모순되지 않아야 한다는 점, 태양이 포함된 은하계의 물리적 조건에 적합해야 한다는 점 등을 고려하면 타당성이 있는 지구의 기원설은 크게 줄어든다. 대표적인 지구의 성인설(成因說)로는, 지구가 고온의 가스덩어리에서 형성되었다고 한 I.칸트와 P.S.라플라스로부터 근대의 H.O.알벤으로 이어지는 고온기원설(高溫起源說)과, 태양계의 행성이 저온상태의 우주진(宇宙塵)과 가스덩어리에서 발생하였다고 하는 C.F.바이츠제커와 O.Y.슈미트의 저온기원설(低溫起源說) 등이 있다. 20세기의 과학은 이 중에서 고온기원설보다는 저온기원설에 비중을 두고 있다. 고온기원설에 따르면 지구를 형성한 물질은 원래 태양과 마찬가지로 뜨거운 상태에 있었으며, 중력의 작용으로 응집되어 구형(球形)을 이룬다. 시간이 지나면서 무거운 금속인 철 ·니켈은 중심부에 모여 지구의 핵(core)이 되었고, 가벼운 규산염은 맨틀을 만들었으며, 그 후 지구의 온도가 내려가자 지구 표면에서는 그 일부가 냉각 ·고결되어 지각(地殼)이 형성되었다. 그리고 지각은 서서히 수축되어 주름살을 형성하며 바다와 육지가 만들어졌다. 지각의 두께가 불균일한 것은 맨틀의 대류과정에서 불필요한 찌꺼기가 암석의 정출작용(晶出作用)을 통하여 지구표면의 특정지점으로 집중 분출되었기 때문인데, 이로써 대륙이 형성되었다. 이 가설의 최대 난점(難點)은 물과 산소 ·질소 가스 등이 왜 높은 온도에서 외부로 흩어지지 않고 지각 내에 잔류하였는가 하는 것이다. 또 맨틀의 열전도도(熱傳導度)로 보아 지구와 행성계의 나이 45억 년 동안에 어떻게 지구가 수십만 ℃에서 지금의 온도로 냉각되었는가 하는 점이다.
지구의 생성설
1. 성운설(Nebula hypothesis) Kant(1755) 가 최초 주장 초기 가스 집합체인 성운(nebula)이 회전 및 수축에 의해 중심에 응집하여 태양 형성 이때 원심력에 의해 중심부에서 떨어져 나온 물질들이 여려 괘도상에서 응집되어 행성 형성 문제점 : 해당 괘도에 나온 물질들이 응집할 수 있는 충분한 중력장 형성 불가능 2. 충돌설(Collision hypothesis) Chambelin & Moulton이 19세기 초에 주장 초기 태양이 주변을 지나는 별의 중력에 의해 일부 물질들이 빠져나온 후 이들이 응집되어 행성 형성 문제점 : 태양에서 떨어져 나온 물질들은 고온으로 응집될 가능성이 적음 3. 최근의 경향 초기에는 수소만 존재하였다. 지구형 행성에서 나타나는 무거운 원소의 형성에 대 적절한 설명은? - 초기의 수소만으로 이뤄진 별은 내부에서 핵융합과정을 통하여 별의 내부에서 더 무거운 원소 형성 Ⅱ. 지구의 평탄설 지구가 동그랗지 않고 그냥 평평한 접시 같은 땅덩어리라는 생각은 사실은 20세기에 들어서까지 남아 있었다. 지구평탄설의 근거지였던 곳은 미국 일리노이주의 자이온이란 지역으로 1895년 다우이라는 스코틀랜드 출신의 신앙치료사가 (시온의) 그리스도사도교회란 종파를 설립해서 한때 번영한 곳이다. 이 지구평탄설에선 볼리버라는 사람이 유명하며 그는 1905년 이후 30년간 그 지역을 지배했다. 그는 대지는 팬케이크처럼 넙적하고 북극이 천정의 중심에 있으며 남극은 원주 상으로 흩어져 있다고 믿었다. 그는 자신에게 지구가 둥글다는 걸 증명하거나 설득할 수 있는 사람에겐 5000달러를 주겠다고 주장하고 다녔다. 그는 창세기를 보면 태양은 지상을 비추기 위해서 만들어진 것이므로 천문학자들이 이야기하는 것처럼 그렇게 멀리 떨어져 있을 리 없고 따라서 그렇게 클 리도 없다고 주장했다. 자기 동네를 비추는 가로등을 만들려면 자기 동네에 만들면 되지 일부러 먼 지방에 따로 만들 이유가 없다는 것이었다.
