별이 존재하기 전
Before There Were Stars
―― 대니얼 울프 새빈(Daniel Wolf Savin)
우주는 존재하는 가장 웅장한 합병 이야기이다. 불가사의한 기원들, 빛과 어둠의 힘들, 그리고 거대 화학 기업 바스프(BASF)를 부끄럽게 만들 정도로 충분히 복잡한 화학을 갖춘, 빅뱅 이후 최초의 순간들에서 최초 항성들의 형성에까지 이르는 여행은 다양한 정도의 크기에 걸쳐 있는 길이 규모들에서 이루어지는 결합에 관한 이야기이다. 이 이야기의 조각들을 맞추기 위해 지금까지 과학자들은 하늘에 주의를 집중했을 뿐 아니라, 우리 우주의 역사에서 가장 극단적인 환경들 가운데 일부를 실험실에서 모의 실험을 진행했다. 결과적인 서사는 놀라운 것들로 가득차 있다. 이것들 가운데 특히, 생각지도 못할 몇몇 영웅들에 의해 수행된 역할이 없었다면, 그런 서사는 거의 일어나지 않았으며, 그리고 실제로 일어났었지 않았을 것이다. 최소한 항성의 형성에 관한 한, 가장 중요한 것들 가운데 두 가지는 약간 놀라운데, 그것들은 암흑 물질(dark matter)과 수소 분자이다. 간략하게 그것들의 이야기는 이렇다.
암흑 물질
빅뱅은 우리가 여전히 전적으로는 이해하지 못하는 과정들을 통해서 물질을 만들어내었다. 물질의 대부분―전체 질량의 대략 84%를 차지하는―은 빛과 상호작용하지 않거나 빛을 방출하지 않는 형태의 물질이다. 암흑 물질로 불리는 그것은 중력적으로만 상호작용하는 듯 보인다. 중입자 물질 또는 보통 물질로 불리는, 나머지 16%의 질량을 차지하는 물질은 우리가 홈이라고 부르는 일상적 우주를 구성한다. 보통 물질은 중력적으로 상호작용할 뿐 아니라, 광자들(때때로 전문가들이 복사라고 부르며 통속적으로는 빛으로 알려져 있는)을 방출하고 흡수함으로써 전자기적으로도 상호작용한다.
우주가 팽창하면서 냉각됨에 따라 빅뱅에서 비롯된 에너지의 일부는 보통 물질―전자, 중성자 그리고 양성자(이온화된 수소 원자와 동일하다)들―로 변환된다. 오늘날, 양성자와 중성자들은 원자 핵 속에서 편안하게 결합되어 있다. 그런데 빅뱅 이후 몇 초 동안, 융합되어 더 무거운 원자 핵을 형성했던 어떤 양성자와 중성자도 감마선이라고 불리는 고에너지 광자들의 타격을 받고 빠르게 분리되었다. 빅뱅의 잔류 열 복사 장이 감마선을 충분히 제공했다. 그것은 너무 뜨거워서 요리할 수 없었다. 그런데 복사 온도가 대략 1조 켈빈―이것은 우리가 익숙한 300켈빈의 상온보다 여전히 훨씬 더 뜨겁지만, 초기 우주의 물질에 대해서는 차이가 나는 세계이다―으로 떨어진 몇 초 후에 상황이 더 나아지게 되었다.
이제 더 무거운 핵이 감마선 충돌에서 살아남을 수 있게 되었다. 원시적 핵합성이 효과를 발휘하게 되는데, 우주 팽창으로 인해 이런 융합 반응들이 지속될 수 없을 정도로 우주가 냉각될 때까지 핵력 덕분에 양성자와 중성자들이 결합될 수 있었다. 20분이 지난 뒤에 우주에는 원자들이 존재하게 되었다. 우주의 결과적인 원소 조성은 무게의 견지에서 대략 76%의 수소, 24%의 헬륨 그리고 미량의 리튬―온도가 너무 높아서 전자들이 핵 주위를 안정하게 공전할 수 없었기 때문에 전부 이온화된 상태였다―으로 이루어져 있었다. 그리고 최초 항성들이 형성되고 주기율표의 나머지 다른 모든 원소들이 주조되기 시작될 때까지 그러했다.
그렇지만, 이런 항성들이 형성될 수 있기 전에, 새롭게 형성된 수소와 헬륨 원자들이 결합하여 고밀도의 구름들을 구성할 필요가 있었다. 우주의 조금 더 밀도가 높은 지역들이 주변으로부터 물질을 중력적으로 끌어당길 때 이런 구름들이 만들어졌었을 것이다. 의문은 이렇다. 초기 우주가 이런 일이 일어났을 정도로 충분히 덩어리가 많았는가?
이 의문을 해결하기 위해 우리는 현대의 밤하늘을 바라볼 수 있다. 그 속에서 우리는 훨씬 더 희미한 패턴이 내재되어 있는 마이크로파 복사의 희미한 발광을 보게 된다. 우주 마이크로파 배경 구조로 불리는 이것은 빅뱅 이후 377,000년까지 거슬러 올라가는데, 그 시기는 138억 년이라는 우주의 현재 나이의 매우 작은 부분에 불과하며, 비유적으로 오늘날 미합중국에서 살고 있는 여성의 기대 수명에 해당하는 81년에서 하루가 채 되지 않는 시간이다.
그 시기에 우주는 대략 3,000켈빈으로 막 냉각되었다. 자유 전자들이 양성자 주변의 궤도에 포획되어 중성의 수소 원자들을 형성하기 시작했다. 자유로운 전자들에 의한 산란 때문에 전진할 수 없었던, 빅뱅의 섬광에서 비롯된 광자들 이제 마침내 본질적으로 자유로워져서 우주 전체에 퍼져 나갈 수 있게 되었다. 이런 광자들이 2.7켈빈에 불과한 매우 차가운 온도을 나타내는 오늘날의 우주에도 계속해서 퍼지고 있으며, 지상 망원경, 기구에 실린 망원경 그리고 위성 망원경들의 집합체를 사용하여 측정된 우주 마이크로파 배경을 구성한다.
이런 하늘 지도들은 무언가 놀라운 것, 빅뱅에서 비롯된 잔류 열의 세기가 초기 우주를 가스 구름들이 형성되기에는 너무 매끈하게 만들었다는 점을 시사했다.
암흑 물질을 떠올리자. 암흑 물질은 빛과 직접적으로 상호작용하지 않기 떄문에 보통 물질을 고르게 분포시킨 동일한 복사의 영향을 받지 않았다. 그러므로 암흑 물질은 비교적 높은 정도로 덩어리진 채로 남게 되었다. 그것은 균질한 물질이 아니라 우주의 현대 구조를 구성한 항성과 은하들의 형성을 촉발했다. 평균 농도 이상의 암흑 물질을 갖는 공간 구역들은 더 낮은 밀도의 구역들로부터 물질을 중력적으로 끌어당긴다. 암흑 물질의 무리들이 형성되고 다른 무리들과 합병되는데, 그 과정에서 보통 물질을 함께 데리고 간다.
수소 분자
일단 우주가 중성이 되었을 때 가스가 구름을 이루기 시작했다. 보통 물질이 암흑 물질의 중력 우물 속으로 가속되었을 때, 중력 퍼텐셜 에너지는 운동 에너지로 변환되어 암흑 물질들의 무리들 내에 묻어들어가 있는, 높은 운동 에너지를 갖고서 빠르게 움직이는 입자들의 뜨거운 구름을 만들어내었다. 대략 1,000켈빈의 온도에서 시작하여 이 가스 구름들은 결국 우주의 나이가 대략 5억 년(전형적인 미합중국 여성의 기대 수명에서 대략 4년)이 되었을 때 최초 항성들을 낳았다.
항성이 형성되기 위해서는 가스 구름이 어떤 밀도에 도달할 필요가 있지만, 그것의 구성 분자들이 너무 뜨거워서 사방으로 흩어지게 되면 이 밀도에 도달할 수 없을 것이다. 항성을 형성하는 구름을 이루기 위한 첫 번째 단계는 가스 원자들이 자체의 운동 에너지를 구름 밖의 더 큰 우주―이 시기에 100켈빈 아래로 냉각되어 있었다―로 복사함으로써 냉각되는 것이다.
그런데 가스 원자들은 스스로 냉각될 수 없었다. 원자들이 당구공처럼 충돌할 때 그것들은 운동 에너지를 교환한다. 그런데 가스의 전체 운동 에너지는 여전히 변하지 않는다. 그것들을 냉각시킬 촉매가 필요했다.
이런 촉매는 수소 분자(전자들을 공유함으로써 결합된 두 개의 수소 원자)였다. 아령 모양의 수소 분자와 충돌하는 뜨거운 입자들은 자체 에너지의 일부를 수소 분자에 전달하여 그것을 회전하게 만든다. 결국 이렇게 흥분된 수소 분자는 구름에서 벗어나서 우주로 에너지를 운반하는 광자를 방출함으로써 자체의 가장 낮은 에너지 상태(바닥 상태)로 다시 완화될 것이다.
수소 분자를 형성하기 위해서는 원자 가스 구름이 어떤 화학을 행할 필요가 있었다. 우주 전체에 겨우 세 가지 원소가 존재했었다는 점을 감안할 때, 도대체 무엇이든 어떤 화학이 진행되고 있었다는 것을 듣게 되면 놀랄 것이다. 그렇지만, 초기 가스 구름들에 관한 가장 정교한 화학적 모형들은 거의 500가지의 가능한 반응들을 포함한다. 운이 좋게도, 수소 분자의 형성을 이해하기 위해서는 단 두 가지의 핵심 과정을 고려할 필요가 있다.
화학자들은 첫 번째 반응을 결합성 분리(associative detachment)라고 명명했는데, 그것은 임상의가 어떤 원시적 리튬을 처방할, 정신질환 진단 기준 DSM-V에 따른 정신질환 조건에 딱 맞는 이름이다. 처음에 개스 구름 속 대부분의 수소는 단일한 양성자의 양 전하가 공전하는 단일한 전자의 음 전하에 의해 상쇄되는 중성의 원자 형태로 존재했다. 그런데 일부 수소 원자들이 두 개의 전자를 포획하여 음으로 대전된 수소 이온을 만들어내었다. 중성의 수소 원자들과 대전된 수소 이온들이 서로 "결합"하여 여분의 전자를 분리시키고 중성의 수소 분자가 남게 되었다. 화학적 표기법으로 이 반응은 H + H- → H2 + e-로 나타낼 수 있다. 결합성 분리는 수소 원자의 대략 0.01%을 수소 분자로 변환시켰을 뿐이지만, 그렇게 작은 비율의 수소 분자 때문에 구름은 냉각되어 밀도가 더 높아질 수 있었다.
구름이 충분히 냉각되어 밀도가 높아지게 되었을 때, 두 번째 화학 반응이 개시되었다. 그것은 삼체 결합이라고 불리며, H + H + H → H2 + H로 표기된다. 이런 삼각 관계는 세 개의 개별 수소 원자들로 시작하여 그것들 가운데 두 개가 결합하고 세 번째 수소 원자는 구름 속에 남게 되는 것으로 끝난다. 삼체 결합은 기본적으로 구름의 남아 있는 수소 원자 전부를 수소 분자로 변화시켰다. 일단 모든 수소가 전부 분자로 변환되었을 때, 구름은 자체 가스가 항성을 형성할 정도로 충분히 응축될 수 있는 상태까지 냉각되었다.
항성들
밀도가 높은 구름의 형성에서부터 항성의 핵심에서 일어나는 융합의 촉발에까지 이르는 과정은 이전에 진행되었던 과정을 훌쩍 넘어서는 복잡성을 갖춘 과정이다. 사실상, 이용할 수 있는 가장 정교한 컴퓨터 모의 실험들도 실험 대상의 크기가 항성 규모가 되고 융합이 개시되는 지점에는 아직 이르지 못했다. 2억 년 과정의 대부분에 대한 모의 실험을 수행하는 것은 비교적 쉬운데, 고속의 병렬 처리 컴퓨터 능력을 활용하면 대략 12시간이 걸릴 뿐이다. 문제는 마지막 10,000년에 놓여 있다. 가스의 밀도가 상승함에 따라 구름의 구조는 더욱더 빠르게 변화한다. 그래서, 앞선 시기 동안에는 대략 100,000년마다 구름이 어떻게 변하는지 계산할 필요가 있을 뿐인 반면에, 마지막 10,000년의 경우에는 며칠마다 일어나는 변화를 계산해야 한다. 요구되는 계산 횟수의 이런 급격한 증가 때문에 오늘날의 더 빠른 기계들을 사용하여 일 년 이상 동안 중단하지 않은 채 계산할 필요가 있다. 이런 원시 구름들의 가능한 전 범위의 시작 조건에 대해 모의 실험들을 수행하는 것은 인간의 평생 동안 도대체 이루어질 수가 없다. 결과적으로 우리는 제1 세대의 항성들에 대한 질량 분포를 여전히 알지 못한다. 항성의 질량이 자체의 핵심에서 어떤 원소들이 주조되는지를 결정하기 때문에 이것은 우주가 생명에 필요한 원소들을 합성하기 시작한 경로를 추적할 수 있는 우리 능력을 저해한다. 해답을 알기 위해 기다릴 수 없는 사람들은 또 하나의 영웅, 무어의 법칙에 의존하고 있다.