행성은 어떻게 만들어질까? 먼지 한 알에서 지구와 목성이 탄생하기까지
지구는 어디에서 왔을까요?
목성과 토성은 어떻게 그 거대한 몸집을 가지게 됐을까요?
그리고 태양계 밖에는 왜 슈퍼지구, 미니 해왕성, 뜨거운 목성처럼 우리에게 낯선 행성들이 존재할까요?
행성은 처음부터 지금과 같은 커다란 구체로 태어나는 것이 아닙니다.
놀랍게도 그 시작은 아주 작은 먼지 알갱이입니다.
NASA와 ESA는 행성이 어린 별 주변을 둘러싼 가스와 먼지 원반에서 만들어지며, 작은 먼지 입자들이 서로 붙고 성장하면서 자갈과 미행성, 원시행성을 거쳐 행성으로 발전한다고 설명합니다.
그렇다면 머리카락보다 작은 먼지가 어떻게 지구처럼 거대한 행성이 될 수 있을까요?
그 과정을 처음부터 따라가 보겠습니다.
행성의 탄생은 별의 탄생과 함께 시작된다
행성을 이해하려면 먼저 별의 탄생을 살펴봐야 합니다.
우주에는 수소와 헬륨을 중심으로 한 가스와 먼지가 모여 있는 거대한 분자구름이 있습니다.
이 구름의 일부가 중력에 의해 수축하기 시작하면 물질이 점점 중심으로 모입니다.
중심에는 **원시별(protostar)**이 만들어집니다.
그런데 모든 물질이 곧바로 별 속으로 떨어지는 것은 아닙니다.
구름은 원래 조금씩 회전하고 있기 때문에 수축하면서 회전 속도가 빨라지고, 남은 물질은 중심의 어린 별 주변에 납작한 원반을 만듭니다.
이것이 **원시행성계 원반(protoplanetary disk)**입니다.
ESA는 이 원반을 말 그대로 ‘행성을 만드는 원반’이라고 설명합니다.
우리가 오늘날 보는 행성들은 바로 이런 원반의 흔적에서 태어났습니다.
태양계도 약 46억 년 전 이런 모습이었다
현재 태양계에는 행성과 소행성, 혜성 등이 안정된 궤도를 돌고 있습니다.
하지만 약 46억 년 전의 태양계는 전혀 다른 모습이었을 것입니다.
중앙에는 막 태어난 젊은 태양이 있었고,
그 주변에는 가스와 먼지가 뒤섞인 거대한 원반이 있었습니다.
NASA는 태양계 역시 이런 원시행성계 원반에서 형성됐으며, 원반 속 입자들이 충돌하고 서로 달라붙으면서 점점 큰 천체를 만들었다고 설명합니다.
즉 지구도,
목성도,
달도,
소행성도
모두 이 오래된 원반의 물질에서 출발했습니다.
첫 번째 단계, 먼지가 서로 달라붙는다
원시행성계 원반에는 매우 작은 먼지 입자들이 떠다닙니다.
일부는 사람 머리카락 굵기보다도 작습니다.
이 입자들은 원반 안을 움직이며 서로 충돌합니다.
충돌한다고 해서 모두 붙는 것은 아닙니다.
너무 빠르게 부딪히면 깨질 수 있습니다.
하지만 충돌 속도와 조건이 적절하면 입자들이 서로 붙습니다.
NASA는 작은 먼지들이 충돌해 덩어리를 만들고, 덩어리가 자갈이 되고, 다시 더 큰 암석으로 자라난다고 설명합니다.
처음에는 중력보다 표면의 물리적 상호작용이 중요한 역할을 합니다.
먼지에서 자갈로, 자갈에서 더 큰 덩어리로
작은 먼지 두 개가 붙습니다.
그 덩어리에 또 다른 먼지가 붙습니다.
수많은 충돌이 반복됩니다.
ESA는 미세한 먼지 알갱이들이 점차 **자갈(pebbles)**로 성장한다고 설명합니다.
생각보다 중요한 변화입니다.
아주 작은 먼지 단계에서는 각 입자의 중력이 거의 의미가 없습니다.
하지만 크기가 계속 커지면서 질량도 증가합니다.
어느 시점부터는 중력이 점점 중요한 역할을 하기 시작합니다.
그리고 행성 형성은 완전히 새로운 단계로 들어갑니다.
그런데 먼지가 계속 잘 붙기만 할까?
실제 행성 형성은 그렇게 단순하지 않습니다.
입자가 어느 정도 커지면 충돌하면서 튕겨 나가거나 부서질 수도 있습니다.
또 자갈 크기의 입자들은 원반 가스와 상호작용하면서 별 쪽으로 빠르게 이동할 수 있습니다.
그래서
“먼지 → 자갈 → 바위 → 행성”
이라는 흐름 자체는 이해하기 쉽지만, 그 사이에 입자가 어떻게 효율적으로 성장하는지는 행성 형성 연구의 중요한 문제입니다.
최근에는 **자갈 강착(pebble accretion)**처럼 작은 고체 입자들이 더 큰 천체에 빠르게 붙어 성장하는 과정도 중요하게 연구되고 있습니다.
NASA의 제임스 웹 관측은 원반 바깥의 얼음 입자들이 안쪽으로 이동하면서 물질과 물을 공급하는 현상에 대한 관측 증거도 보여주었습니다.
즉 원반은 고정된 재료 창고가 아닙니다.
물질이 계속 이동하고 섞이는 역동적인 환경입니다.
두 번째 단계, 미행성이 만들어진다
입자들이 계속 성장하면 어느 순간 **미행성(planetesimal)**이라는 천체가 만들어집니다.
미행성은 말 그대로 ‘행성이 되기 전의 작은 천체’입니다.
ESA는 먼지와 자갈들이 성장해 결국 수 km 규모의 미행성을 만들 수 있다고 설명합니다.
NASA의 행성 형성 자료에서는 미행성을 수십 km 규모까지 자랄 수 있는 행성의 기본 재료로 설명합니다.
이 단계부터 중력이 매우 중요해집니다.
몸집이 큰 미행성은 주변의 작은 물질을 중력으로 끌어당길 수 있습니다.
커질수록 더 빨리 커진다
미행성 하나가 우연히 다른 것보다 조금 더 커졌다고 생각해 보겠습니다.
질량이 커지면 중력도 강해집니다.
중력이 강해지면 주변의 작은 천체를 더 많이 끌어당깁니다.
그러면 더욱 커집니다.
더 커지면 중력은 다시 강해집니다.
일종의 성장 가속이 일어나는 것입니다.
이 과정을 통해 미행성들은 점점 더 큰 천체로 성장합니다.
NASA는 원반 속 고체 물질이 이런 강착(accretion) 과정을 통해 미행성과 행성으로 성장했다고 설명합니다.
세 번째 단계, 원시행성이 등장한다
미행성들이 서로 충돌하고 합쳐지면서 점점 큰 천체가 만들어집니다.
이를 **원시행성(protoplanet)**이라고 부릅니다.
이제 단순한 바위 덩어리 수준을 넘어 하나의 작은 행성처럼 행동하기 시작합니다.
주변 물질을 끌어당기고,
다른 원시행성과 중력적으로 상호작용하며,
궤도를 변화시키기도 합니다.
행성 형성 초기의 태양계에는 오늘날보다 훨씬 많은 원시행성이 있었을 것으로 생각됩니다.
하지만 모두 살아남은 것은 아닙니다.
서로 충돌하고 합쳐졌으며,
어떤 천체는 태양으로 떨어졌을 수도 있고,
어떤 것은 태양계 밖으로 튕겨나갔을 수도 있습니다.
지구도 거대한 충돌을 겪으며 만들어졌다
현재의 지구가 처음부터 지금 크기로 만들어진 것은 아닙니다.
작은 천체들이 수없이 충돌하고 합쳐진 결과입니다.
태양계 형성 후반에는 원시행성 사이의 매우 큰 충돌도 있었던 것으로 생각됩니다.
대표적인 것이 달 형성 거대충돌 가설입니다.
현재 가장 널리 연구되는 설명에서는 초기 지구와 화성 정도 크기의 천체가 충돌하고, 그 충돌에서 튀어나온 물질이 모여 달이 형성됐다고 봅니다.
세부 과정은 여전히 연구 중이지만, 핵심은 행성 형성이 매우 폭력적이고 역동적인 과정이었다는 것입니다.
그렇다면 왜 태양 가까이에는 암석행성이 있을까?
이제 행성의 종류가 갈리는 중요한 이유가 등장합니다.
원시행성계 원반의 온도는 모든 곳이 같지 않습니다.
별 가까이는 뜨겁습니다.
멀리 떨어질수록 차가워집니다.
젊은 태양 가까이에서는 물과 메탄, 암모니아 같은 휘발성 물질이 얼음으로 안정하게 존재하기 어려웠습니다.
하지만 금속과 암석 성분은 고체 상태로 남을 수 있었습니다.
그래서 태양계 안쪽에서는 주로 금속과 암석 성분을 바탕으로 행성이 만들어졌습니다.
수성,
금성,
지구,
화성
같은 암석행성이 태양계 안쪽에 자리 잡은 이유와 연결됩니다.
행성 형성에서 중요한 경계, 스노 라인
별에서 충분히 멀어지면 온도가 내려갑니다.
그리고 어느 지점부터는 물이 수증기가 아니라 얼음 상태로 존재할 수 있습니다.
이 경계를 스노 라인(snow line) 또는 **서리선(frost line)**이라고 부릅니다.
NASA는 원시행성계 원반에서 물이 얼음으로 존재할 수 있는 위치가 행성 형성에 중요한 역할을 한다고 설명합니다.
스노 라인 바깥에서는 먼지뿐 아니라 얼음도 고체 재료로 사용할 수 있습니다.
행성을 만드는 고체 물질의 양이 훨씬 많아질 수 있습니다.
얼음이 왜 그렇게 중요할까?
행성을 만들려면 먼저 충분히 큰 고체 핵이 필요합니다.
별 가까이에서는 암석과 금속만 고체 재료가 됩니다.
반면 스노 라인 바깥에서는 물 얼음 등을 포함한 더 많은 고체 물질이 존재할 수 있습니다.
NASA는 얼음으로 코팅된 입자들이 더 큰 덩어리로 성장하는 데 유리하고, 거대행성 핵의 빠른 형성에 도움이 될 수 있다고 설명합니다.
그래서 태양계의 목성과 토성 같은 거대한 행성이 바깥쪽에서 만들어진 이유를 이해하는 데 스노 라인이 매우 중요합니다.
목성은 어떻게 그렇게 거대해졌을까?
목성 같은 거대행성의 대표적인 형성 설명은 **핵 강착(core accretion)**입니다.
먼저 얼음과 암석 물질이 합쳐져 비교적 큰 고체 핵을 만듭니다.
핵의 질량이 충분히 커지면 중력이 강해집니다.
그러면 원시행성계 원반에 있던 수소와 헬륨 가스를 빠르게 끌어모을 수 있습니다.
결과적으로 거대한 가스행성이 만들어집니다.
NASA는 목성과 토성이 태양계 형성 초기에 비교적 빠르게 만들어졌으며, 원반에 가스가 남아 있을 때 그 가스를 끌어모아야 했다고 설명합니다.
가스행성은 서둘러 만들어져야 한다
여기에는 시간 제한이 있습니다.
원시행성계 원반의 가스는 영원히 남아 있지 않습니다.
젊은 별의 강한 복사와 항성풍,
원반 내부의 여러 과정으로 인해 가스는 시간이 지나며 사라집니다.
따라서 목성 같은 가스행성이 되려면
원반의 가스가 사라지기 전에 충분히 큰 핵을 만들어야 합니다.
NASA는 목성과 토성이 태양계 형성 후 첫 약 천만 년 안에 비교적 빠르게 형성된 것으로 설명합니다.
반면 지구 같은 암석행성의 완성에는 수천만 년이 걸릴 수 있습니다.
천왕성과 해왕성은 왜 목성보다 작을까?
천왕성과 해왕성은 목성과 토성보다 더 멀리 있습니다.
이들은 흔히 얼음거대행성으로 분류됩니다.
왜 목성처럼 엄청난 양의 수소와 헬륨을 끌어모으지 못했는지는 행성 형성의 중요한 연구 문제입니다.
한 가지 큰 틀에서는 고체 핵이 성장했지만 원반 가스가 사라지기 전 목성만큼 많은 가스를 끌어모으지 못했을 가능성을 생각할 수 있습니다.
하지만 실제 거대행성 형성 과정은 위치와 원반 조건, 성장 속도, 행성 이동 등이 모두 얽혀 있어 단순한 거리 하나로 설명할 수는 없습니다.
별에 가까우면 반드시 암석행성, 멀면 반드시 가스행성일까?
그렇게 단순하지 않습니다.
우리 태양계만 보면
안쪽 = 작은 암석행성,
바깥쪽 = 거대행성
이라는 구조가 매우 선명해 보입니다.
하지만 외계행성 발견이 이 단순한 그림을 깨뜨렸습니다.
별 바로 옆에서 목성 같은 거대한 행성들이 발견됐습니다.
바로 뜨거운 목성입니다.
그렇다면 이들은 어떻게 별 가까이에 있게 됐을까요?
행성은 태어난 자리에서 움직일 수 있다
과거에는 행성이 만들어진 뒤 대체로 그 자리에서 계속 돌 것이라고 생각하기 쉬웠습니다.
하지만 현대 행성 형성 이론에서는 **행성 이동(planetary migration)**이 매우 중요합니다.
행성은 원시행성계 원반의 가스와 중력적으로 상호작용하면서 궤도를 바꿀 수 있습니다.
다른 행성들과 강하게 상호작용하면서 이동할 수도 있습니다.
NASA는 성장하는 행성들이 원반과 서로 상호작용하며 궤도를 크게 바꿀 수 있고, 우리 태양계의 거대행성들도 과거에 현재 위치와 다른 궤도에 있었을 가능성이 있다고 설명합니다.
즉 행성계의 현재 모습은 탄생 직후의 모습을 그대로 보존한 것이 아닐 수 있습니다.
뜨거운 목성은 먼 곳에서 태어나 안쪽으로 이동했을까?
많은 뜨거운 목성의 경우 중요한 설명 가운데 하나가 바로 이것입니다.
가스행성은 스노 라인 바깥에서 형성된 뒤 원반과의 상호작용이나 다른 천체와의 중력 상호작용 때문에 별 가까이 이동했을 수 있습니다.
NASA는 뜨거운 목성의 기원에 대해 여러 가설이 연구되고 있으며, 먼 곳에서 형성된 뒤 안쪽으로 이동하는 시나리오가 중요한 후보라고 설명합니다.
하지만 모든 뜨거운 목성이 반드시 똑같은 경로를 거쳤다고 확정할 수는 없습니다.
형성 위치와 이동 방식에는 여러 가능성이 연구되고 있습니다.
원시행성계 원반을 실제로 볼 수 있을까?
그렇습니다.
오늘날 천문학자들은 어린 별 주변의 원시행성계 원반을 실제로 관측하고 있습니다.
특히 ALMA 같은 전파망원경과 제임스 웹 우주망원경은 행성이 형성되는 원반을 연구하는 데 중요한 역할을 합니다.
일부 원반에서는 아름다운
고리,
틈,
나선 구조
가 보입니다.
이런 구조 가운데 일부는 아직 완전히 성장하지 않은 행성이 원반 물질과 상호작용하면서 만든 흔적일 가능성이 연구되고 있습니다.
즉 우리는 다른 별 주변에서 행성이 태어나는 현장을 간접적으로 관찰하고 있는 것입니다.
원반의 빈 틈은 정말 행성이 만든 것일까?
항상 그렇게 단정할 수는 없습니다.
원시행성계 원반에 고리와 틈이 있다고 해서 모두 그곳에 행성이 있다는 뜻은 아닙니다.
얼음이 만들어지는 위치,
먼지 입자의 크기 변화,
가스 압력 구조,
자기장 효과
등 여러 과정도 비슷한 구조를 만들 수 있습니다.
따라서
“원반에 틈 발견 = 새 행성 발견”
이라고 단순하게 해석해서는 안 됩니다.
실제 과학에서는 여러 관측 증거를 함께 분석해야 합니다.
스노 라인도 고정되어 있지 않다
스노 라인은 별에서 항상 같은 거리에 있는 절대적인 선이 아닙니다.
어린 별의 밝기는 시간이 지나면서 변할 수 있습니다.
원반의 온도도 변합니다.
NASA가 소개한 V883 Orionis 관측에서는 별의 강한 폭발적 밝기 증가 때문에 물 스노 라인이 평소보다 훨씬 먼 곳까지 이동한 사례가 관측됐습니다.
즉 행성을 만드는 환경 자체가 시간에 따라 변할 수 있습니다.
행성의 형성 위치와 구성 역시 이런 변화의 영향을 받을 수 있습니다.
물은 지구에 어떻게 왔을까?
행성 형성 이야기를 하면 자연스럽게 이 질문도 생깁니다.
지구의 물은 어디에서 왔을까요?
초기 태양 가까이는 매우 뜨거웠기 때문에 물 같은 휘발성 물질이 얼마나 남을 수 있었는지가 중요한 문제입니다.
한 가지 중요한 연구 주제는 태양계 바깥쪽의 물이 풍부한 소천체와 얼음 물질이 안쪽으로 이동하면서 지구 형성 과정에 물을 공급했을 가능성입니다.
NASA의 JWST 관측은 외부 원반의 얼음 자갈이 안쪽으로 이동해 스노 라인을 지나면서 물을 공급할 수 있다는 이론적 예측과 맞는 현상을 관측했습니다.
다만 현재 지구의 모든 물이 단 하나의 경로로 왔다고 단정할 수는 없습니다.
여러 공급 과정이 함께 작용했을 가능성이 연구되고 있습니다.
행성이 만들어지는 다른 방법도 있을까?
지금까지 설명한 과정은 주로 작은 고체 입자가 하나씩 성장하는 상향식(bottom-up) 형성입니다.
그러나 매우 거대한 행성을 설명할 때는 다른 메커니즘도 연구됩니다.
대표적인 것이 **원반 중력불안정(disk gravitational instability)**입니다.
원시행성계 원반 일부가 매우 조밀해져 자체 중력으로 빠르게 붕괴하면서 거대한 천체를 형성할 수 있다는 생각입니다.
NASA는 이런 방식이 모든 일반적인 행성의 주된 형성 경로로 받아들여지는 것은 아니지만, 매우 질량이 큰 외계행성이나 별에서 아주 멀리 떨어진 천체의 형성을 설명하는 후보로 연구되고 있다고 설명합니다.
2026년 Webb 관측이 보여준 흥미로운 사례
NASA는 2026년 JWST를 이용해 29 Cygni b라는 목성보다 약 15배 무거운 천체를 연구했습니다.
이 정도로 무거운 천체는 작은 고체 물질이 하나씩 모여 만들어질 수 있는지, 아니면 별처럼 가스 덩어리가 직접 붕괴해서 형성됐는지 구분하기 어려운 대상입니다.
Webb 관측 결과는 이 천체가 작은 물질이 모여 성장하는 행성형 상향식 형성 과정으로 만들어졌다는 여러 증거를 제공했습니다.
이것은 행성과 별의 형성 경계가 생각보다 단순하지 않음을 보여주는 흥미로운 사례입니다.
모든 별 주위에서 행성이 만들어질까?
많은 어린 별 주변에 원반이 관측되지만 모든 원반이 동일한 행성계를 만드는 것은 아닙니다.
원반마다
질량,
크기,
화학 조성,
먼지와 가스의 양,
수명,
모항성의 질량과 활동
이 다릅니다.
NASA는 외계행성계의 다양한 모습 가운데 상당 부분이 서로 다른 **부모 원반(parent disk)**의 조건에서 비롯될 수 있다고 설명합니다.
즉 행성계의 다양성은 탄생 초기부터 시작될 수 있습니다.
왜 어떤 별에는 슈퍼지구가 있고 태양계에는 없을까?
이것은 아직 완전히 해결되지 않은 질문입니다.
13편에서 살펴봤듯이 슈퍼지구와 서브해왕성은 외계행성계에서 매우 흔하게 발견되지만 태양계에는 없습니다.
왜 태양계가 이런 구조를 갖게 됐는지는
원반의 초기 조건,
목성과 토성의 형성,
행성 이동,
초기 원시행성들의 충돌과 소실
등과 관련해 연구되고 있습니다.
즉 태양계가 현재 모습이 된 것은 단순히 먼지들이 그 자리에서 조용히 자란 결과가 아닐 가능성이 큽니다.
목성이 없었다면 태양계는 달라졌을까?
거의 확실히 달랐을 것입니다.
목성은 태양계 행성 가운데 압도적으로 큰 질량을 가지고 있습니다.
초기 태양계에서 목성의 중력은 다른 원시행성, 소행성, 혜성의 궤도에 큰 영향을 줬을 것입니다.
태양계 형성 모델에서는 목성과 토성의 이동과 궤도 변화가 현재의 소행성대와 카이퍼대 구조를 설명하는 중요한 요소로 연구됩니다.
NASA도 태양계 후기 형성 과정에서 거대행성의 궤도 재배치가 큰 영향을 줬을 것으로 설명합니다.
행성이 만들어지고 나면 원반은 어떻게 될까?
행성이 계속 자라면서 주변 물질을 흡수하고 궤도를 정리합니다.
동시에 어린 별은 강한 항성풍과 복사를 내보냅니다.
시간이 지나면 원시행성계 원반의 가스와 먼지는 상당 부분 사라집니다.
일부 물질은 별로 떨어지고,
일부는 행성이 되며,
일부는 우주로 날아갑니다.
그리고 남은 작은 천체들은
소행성,
혜성,
카이퍼대 천체
같은 형태로 남을 수 있습니다.
오늘날의 태양계는 약 46억 년 전 거대한 가스와 먼지 원반이 변한 결과입니다.
행성 형성은 언제 끝날까?
정확히 하나의 날짜를 정할 수는 없습니다.
거대 가스행성은 원반 가스가 존재하는 짧은 시간 안에 상당 부분 성장해야 합니다.
반면 암석행성은 미행성과 원시행성의 충돌을 반복하면서 수천만 년 이상 성장할 수 있습니다.
NASA는 목성과 토성이 태양계 형성 초기 약 천만 년 안에 빠르게 성장했을 것으로 보는 반면, 지구 같은 암석행성은 형성에 수천만 년이 걸릴 수 있다고 설명합니다.
그리고 행성들이 형성된 뒤에도 궤도 변화와 충돌은 오랫동안 계속될 수 있습니다.
사실 현재의 행성도 완전히 ‘끝난’ 것은 아니다
오늘날 태양계는 초기보다 훨씬 안정적입니다.
하지만 완전히 정지된 시스템은 아닙니다.
소행성과 혜성이 계속 움직이고,
행성들은 서로 중력적으로 영향을 주며,
충돌도 드물지만 계속 일어납니다.
즉 행성의 ‘탄생’은 끝났더라도 행성계의 진화는 계속됩니다.
외계행성계도 마찬가지입니다.
우리가 관측하는 행성계는 각기 다른 나이와 서로 다른 진화 단계에 있습니다.
다시 처음 질문으로 돌아가 보자
“행성은 어떻게 만들어질까?”
먼저 별이 탄생하면서 주변에 가스와 먼지로 이루어진 원시행성계 원반이 만들어집니다.
원반의 작은 먼지 입자들이 서로 충돌하고 붙어 자갈로 자랍니다.
더 큰 덩어리가 만들어지고 미행성이 형성됩니다.
미행성들이 중력으로 물질을 끌어모으고 서로 충돌하면서 원시행성으로 성장합니다.
별 가까운 뜨거운 영역에서는 암석과 금속을 중심으로 작은 암석행성이 만들어지기 쉽습니다.
스노 라인 바깥의 차가운 영역에서는 얼음까지 고체 재료로 사용할 수 있어 큰 핵을 더 빠르게 만들 수 있으며, 원반 가스가 남아 있으면 거대한 가스행성으로 성장할 수 있습니다.
하지만 여기에서 끝이 아닙니다.
행성들은 만들어진 뒤에도 이동하고 서로 충돌하며 궤도를 바꿀 수 있습니다.
그래서 최종적인 행성계의 모습은 탄생 + 성장 + 이동 + 충돌이 모두 합쳐진 결과입니다.
먼지 한 알이 지구가 되기까지
처음에는 아무것도 특별해 보이지 않는 먼지였습니다.
어린 별을 둘러싼 원반 속에서 수많은 먼지 입자가 떠다녔습니다.
그중 일부가 서로 붙었습니다.
자갈이 되었습니다.
미행성이 되었습니다.
중력이 더 많은 물질을 끌어모았습니다.
원시행성이 되었습니다.
수없이 많은 충돌과 합체를 거쳤습니다.
그리고 수천만 년의 시간이 흐른 뒤 하나의 행성이 만들어졌습니다.
지구도 그런 과정을 거친 세계입니다.
우리 발밑의 땅,
바닷속의 암석,
우리 몸속의 철과 칼슘도
아주 오래전 태양을 둘러싸고 있던 원반의 물질과 연결되어 있습니다.
외계행성을 연구하면서 우리는 다른 세계가 어떻게 만들어졌는지를 알아가고 있습니다.
하지만 동시에 훨씬 가까운 질문에도 답하고 있습니다.
“우리가 서 있는 이 지구는 어떻게 만들어졌을까?”
행성의 탄생을 연구하는 일은 결국 우리 자신의 기원을 찾아가는 일이기도 합니다.
한눈에 정리하는 핵심 질문
Q. 행성은 어디에서 만들어지나요?
어린 별 주변을 둘러싼 가스와 먼지 원반인 원시행성계 원반에서 만들어집니다.
Q. 먼지가 정말 행성이 될 수 있나요?
작은 먼지들이 충돌하고 붙어 자갈과 더 큰 덩어리로 성장하고, 미행성과 원시행성을 거쳐 행성이 될 수 있습니다.
Q. 미행성이란 무엇인가요?
행성을 만드는 기본 재료가 되는 수 km 이상 규모의 작은 천체들을 말합니다.
Q. 스노 라인이란 무엇인가요?
원시행성계 원반에서 물 같은 휘발성 물질이 얼음으로 안정하게 존재할 수 있게 되는 거리의 경계입니다.
Q. 왜 태양 가까이에는 암석행성이 많나요?
초기 태양 가까이는 너무 뜨거워 물 같은 휘발성 물질이 고체로 남기 어려웠고 주로 암석과 금속이 행성 재료가 됐기 때문입니다.
Q. 목성은 어떻게 거대한 가스행성이 됐나요?
큰 고체 핵이 빠르게 만들어지고 원시행성계 원반에 가스가 남아 있을 때 많은 수소와 헬륨을 끌어모았다는 핵 강착 모델이 주요 설명입니다.
Q. 행성은 태어난 자리에서 계속 움직이지 않나요?
그렇지 않습니다. 원반과의 상호작용이나 다른 행성과의 중력 상호작용으로 궤도가 크게 이동할 수 있습니다.
Q. 뜨거운 목성은 어떻게 별 가까이에 있나요?
일부는 더 먼 곳에서 형성된 뒤 안쪽으로 이동했을 가능성이 중요한 설명으로 연구됩니다. 다만 형성 경로는 여러 가능성이 있습니다.
Q. 모든 행성이 같은 방법으로 만들어지나요?
작은 고체 물질이 성장하는 강착 과정이 주요 설명이지만, 매우 거대한 일부 천체에서는 원반의 중력불안정 같은 다른 형성 메커니즘도 연구되고 있습니다.
Q. 지구가 만들어지는 데 얼마나 걸렸나요?
정확한 완성 시점을 하나로 말하기 어렵지만 암석행성은 별이 태어난 뒤 수천만 년에 걸쳐 충돌과 강착을 반복하며 성장할 수 있습니다.
참고한 주요 과학 자료
이 글은 행성 형성과 원시행성계 원반에 관한 다음 기관의 자료를 중심으로 주요 내용을 확인했습니다.
- NASA Science — How Do Planets Form?
- NASA Science — How Did Our Solar System Form?
- NASA Science — Planet Formation
- NASA Webb — 원시행성계 원반과 얼음 자갈 이동 관측
- NASA Science — Gas Giant Formation and Migration
- NASA Science — Planetary System Evolution
- NASA Astrobiology — Snow Line
- ESA — How Do Planets and Solar Systems Form?
- ALMA/NASA — 원시행성계 원반과 Water Snow Line 관측
※ 행성 형성은 현재도 활발하게 연구되는 분야입니다. 특히 먼지에서 미행성으로 성장하는 세부 과정, 거대행성의 정확한 형성 경로, 행성 이동, 슈퍼지구와 서브해왕성의 기원 등에는 아직 해결되지 않은 문제가 있습니다. 이 글에서는 현재 널리 사용되는 행성 형성의 기본 틀을 중심으로 설명했습니다.
