행성은 어떻게 만들어질까는 우주 생성과 별 형성 이후 생기는 과정에 대한 궁금증을 해결할 수 있는 매우 흥미로운 주제입니다. 행성은 단순한 천체가 아니라, 우주의 구성 원소가 모여 응집되고 정렬된 결과물입니다. 그리고 이 과정은 우리 태양계뿐 아니라 외계 행성계에서도 비슷한 법칙이 적용됩니다.
이 글에서는 먼저 원시성운 이론을 설명하며, 별과 원반이 형성되는 과정을 살펴보겠습니다. 다음으로 미행성체와 행성배 설립 과정을 통해 고체 물질이 응집하여 어떻게 행성 크기로 성장하는지 다루겠습니다. 마지막으로 행성 유형과 진화 다양성을 통해 내행성과 외계 행성, 가스형과 암석형 행성의 차이를 분석하고, 최신 관측 내용을 반영한 외계행성 형성 이론도 소개하겠습니다.
1. 원시성운에서 별과 원반의 형성
행성 형성 이론의 시작은 원시성운 이론입니다. 수소와 헬륨, 미량의 무거운 원소가 섞인 거대 가스 구름이 중력에 의해 수축하면서 회전 운동을 시작합니다. 이 회전은 중심핵을 향해 물질이 몰리게 하는 동시에 회전 운동의 보존으로 인해 원반 모양을 형성하게 됩니다. 중심핵은 이후 별로 발전하고 주변 원반은 행성 형성의 밑거름이 됩니다. 원시성운이 수축할 때 회전이 강하면 성운 전체가 납작한 원반 구조로 변하고, 중심 온도가 상승하면서 핵융합 반응이 시작됩니다. 이때 태양과 같은 항성이 탄생하며, 원시 원반은 고체 입자와 가스 입자, 얼음 등 다양한 형질을 지니게 됩니다. 이 원반은 행성의 씨앗입니다. 원시원반에서는 입자 간 충돌과 응집이 발생합니다. 미세 기체와 먼지 입자는 정전기력이나 반데르발스 힘으로 조금씩 뭉치며 콤팩트한 입자가 됩니다. 이 작은 입자들이 계속 부착하면서 직경 수 밀리미터 수준인 작은 입자를 형성하고, 이후 수 킬로미터 크기의 미행성체 단계로 성장하게 됩니다. 이 단계는 수천 년에서 수십만 년에 걸쳐 반복적인 충돌과 응집, 파괴와 재응집 과정을 통해 점진적으로 진행됩니다. 이 과정을 통해 미행성체는 크기가 일정 기준을 넘으면 주변 물질을 중력으로 끌어당기는 단계로 전환됩니다. 이때 주변 물질을 청소하듯 흡수하면서 점차 수십 킬로미터에서 수천 킬로미터 크기의 거대 원시행성체가 형성됩니다. 이러한 초기 물질 분포와 회전 모멘텀이 바로 행성들의 궤도와 구성 성분을 결정하게 됩니다.
2. 미행성체 충돌 응집과 원시행성 성장
미행성체 단계 이후의 행성 형성은 충돌과 응집의 반복입니다. 초기 미세 입자가 중력적 상호작용을 통해 모이면서 크기가 커지면, 충돌 속도가 증가하고 파괴되기도 하지만 더 자주 합체되어 성장해 나갑니다. 이때 에너지 방출과 열에 의해 일부 물질이 녹거나 기체화되면서, 다양한 물리 화학 반응이 발생합니다. 예를 들어 얼음이나 금속 물질이 포함된 입자는 충돌 시 무게와 밀도 차이로 인해 중심부로 모이게 되며, 내핵과 외핵 구조가 형성될 수 있습니다. 암석형 행성은 특히 수성, 금성, 지구, 화성과 같은 구조를 띠며, 중심부는 금속 핵, 외핵은 규소와 산소 기반 암석으로 구성됩니다. 이 과정에서 큰 미행성체가 원시 행성 크기로 커지면 자기장을 형성하거나 조석 마찰을 통해 열 발생이 일어나기도 합니다. 이 열은 내부 물질의 순환을 돕고, 대기나 바다가 형성될 수 있는 조건도 만듭니다. 또 다른 중요한 현상은 가스 포획입니다. 원시행성체가 일정 질량 이상에 이르게 되면 주변 수소나 헬륨 가스를 끌어당기며 행성 대기를 형성합니다. 이는 목성, 토성 같은 가스형 행성의 기초입니다. 충돌 과정은 폭력적인 에너지 교환이지만, 수백만 년에 걸쳐 충돌 확률이 줄어들고 안정기가 찾아오면 최종적으로 궤도 안정화가 이루어집니다. 이때 기울기, 공전 궤도, 자전 속도 등이 결정되며, 오늘날 우리 태양계에 나타나는 행성 배열이 형성됩니다.
3. 다양한 행성과 외계행성 형성 이론
행성 유형과 진화 다양성 은 과학자들의 최신 연구 주제입니다. 우선, 태양계 내부에는 암석형 행성이 있고 외곽에는 가스형 행성이 형성되었다는 사실이 있습니다. 이는 원시 원반 붕괴 시 온도 구배에 따른 물질의 기체 상태와 고체 상태 유무에 기인합니다. 따뜻한 내부에서는 얼음이 녹지만 외부에서는 얼음 덩어리가 그대로 남아 미행성체로 성장하기 쉽기 때문입니다. 한편 외계행성 관측을 통해 많은 뜨거운 목성형 외계행성이 발견되었습니다. 기존 이론으로는 설명하기 어려웠지만, 행성 이동 이론이라는 새로운 개념으로 설명되고 있습니다. 이는 가스형 행성이 형성 후 이후 원시 원반과 상호작용하며 중심 항성을 향해 궤도가 이동하는 과정을 설명합니다. 또 다른 제안은 행성 쌍 둥지 형성 모델, 선택적 흡수 이론, 행성 내 대기 손실 이론 등 다양한 외계행성 형성 시나리오입니다. 이 중 일부는 물리적으로 아직 검증중이며, 스피처 망원경, 제임스웹 망원경 관측 자료가 중요한 열쇠입니다. 특히 습한 지구형 행성과 수미행성처럼 생명체 거주 가능성과 관련된 외계행성의 경우, 물, 대기 구성, 별과의 거리에 따라 형성 조건이 크게 달라집니다. 이러한 연구는 곧 인류가 다른 행성에서의 삶 가능성을 탐색할 수 있는 근거가 됩니다. 이처럼 행성 형성 이론은 단순한 물질 응집이 아닌, 천문학과 행성 과학, 물리학, 화학이 융합된 학문입니다. 최신 연구와 관측 결과는 여전히 변화하고 있으며, 더 많은 외계행성 데이터를 통해 모델 정교화가 진행 중입니다. 행성은 어떻게 만들어질까라는 질문에 대해 우리는 다음과 같은 내용을 확인했습니다.
원시성운에서 별과 원시 원반이 형성되며, 이는 행성의 토대를 제공합니다. 미행성체 단계부터 충돌과 응집을 반복하면서 원시행성이 성장했으며, 물질 구성과 충돌 에너지에 따라 내핵과 외핵 구조가 형성되었습니다. 외계행성 관측과 이론적 모델은 기존 태양계 이론을 넘어 다양한 형성과 이동 시나리오를 제시하고 있습니다. 행성 형성은 우주 진화의 핵심 과정이며, 여전히 많은 미지의 부분이 있습니다.