떠돌이 행성이 지구를 위협할 수도 있을까

윤복원의 ‘우주의 비밀, 탐사의 미래’
지구위협 시나리오(3)

45억년 전 지구와 원시행성 테이아의 충돌 상상도. 애리조나주립대 제공

달은 자체적으로 빛을 내지 않고 태양빛을 반사한다. 지구를 기준으로 달과 태양이 어떻게 위치하는가에 따라, 달은 다른 모양으로 보인다. 달과 태양이 서로 반대 쪽에 있으면, 지구에서는 태양빛이 드리워진 달 표면을 거의 모두 볼 수 있어서 달은 보름달로 보인다. 달과 태양이 비슷한 쪽에 위치하면, 지구에서는 태양빛이 드리워진 달 표면의 일부만 보이는 초승달을 본다. 달과 태양이 지구를 기준으로 90도 각도에 위치하면, 달은 반달로 보인다. 달 표면에는 맨눈으로도 볼 수 있는 얼룩이 있다. 이 얼룩의 위치는 달 모양과 관계없이 항상 일정하다. 달이 자전하는 주기와 달이 지구 주위를 공전하는 주기가 27.3일로 같아서 생기는 현상이다. 달 모양이 변해도 달 표면 얼룩의 위치는 그대로인 것도 달이 태양빛을 반사한다는 것을 뒷받침한다.

17세기 초에 발명된 천체망원경으로 본 달 표면은 이전의 생각보다 거칠었다. 달 표면에는 얼룩뿐만 아니라 여러 형태의 지형도 있고 크레이터(crater)라고 불리는 커다란 웅덩이들도 있다. 당시는 달 표면의 크레이터가 화산 활동의 결과로 만들어진 화산 분화구(volcano crater)로 보는 경향이 있었지만, 지금은 소행성이나 혜성의 충돌로 만들어진 충돌구(impact crater)로 본다. 달 표면 충돌을 목격한 것으로 추정하는 기록도 있다. 1178년 6월18일 저녁 영국에서는 다섯명의 수도사가 초승달의 한쪽 끝에서 횃불이 솟아나는 것을 보았고, 이를 캔터베리(Canterbury)에 있는 수도원의 연대기 작가에게 보고해 기록으로 남았다.[1] 현대의 과학자들은 이 현상이 만든 충돌구가 지름이 20km인 조르다노 브루노(Giordano Bruno) 충돌구인 것으로 추정한다.[2]

지구를 기준으로 태양과 달의 상대적인 위치에 따라 달의 모양이 다르게 보인다. 달 모양이 변하는 데 얼룩의 위치가 변하지 않는 것도 달 표면이 태양빛을 반사한다는 사실을 뒷받침한다. 출처: Pexels

지구에 충돌구가 많이 남아 있지 않은 이유

지구에도 충돌구가 있지만 달처럼 많지 않다. 그렇다고 지구에 충돌구가 원래 많지 않았다는 것은 아니다. 태양계에서 지구와 달은 거의 비슷한 곳에 위치하기 때문에, 달보다 더 크고 중력도 강한 지구에 더 많은 충돌이 있었다고 추정하는 것이 합리적이다. 그럼에도 지구에 충돌구 흔적이 많이 남지 않은 이유는, 지구와 달의 다른 환경과 지질학적 차이 때문이다.

대기가 거의 없는 달과 달리, 지구에는 대기가 존재한다. 지구에 충돌하는 소행성이나 혜성은 지구의 대기를 통과해야 한다. 지구 중력에 끌려 지구로 날아오는 천체의 속도는 매우 빠르다. 달 너머에서 오는 작은 천체가 지구에 다가오는 속도는 초속 11.2km 이상이다. 천체의 공전궤도가 지구의 공전궤도와 다를수록, 천체가 지구에 다가오는 속도는 더 크다. 이런 빠른 속도로 지구에 다가와 지구 대기에 진입하면, 천체는 큰 공기저항을 겪는다. 천체가 지구 대기를 지나가는 동안 공기저항으로 천체의 일부가 타거나 증발하면서 천체의 질량은 줄어든다. 충분히 작은 소행성은 대기를 통과하면서 완전히 소멸할 수도 있다.

망원경이 발명된 지 얼마되지 않은 때에 망원경으로 달을 보고 그린 그림. 왼쪽은 영국 천문학자이자 수학자 토머스 해리엇이 1609년에 그린 달 표면. 달 표면 지도에 가깝다. 오른쪽은 이보다 4개월 늦게 갈릴레오 갈릴레이가 그린 달 표면. 달의 표면 지형과 분화구를 볼 수 있다. 출처=Wikimedia Commons

1908년 6월30일 시베리아의 퉁구스카에서 큰 폭발이 있었다.[3] 한 쪽 길이가 수십km에 이르는 영역의 나무가 쓰러질 만큼 피해가 컸다. 소행성에 의한 사건으로 추정하지만, 폭발 규모에 비해 충돌구 흔적은 찾기 어려웠다. 소행성이 지구에 충돌하기 전에 폭발해서 충돌구를 남기지 않았을 것이라고 추정한다. 지구를 스쳐 지나간 소행성이 대기를 뚫고 지표면에 가깝게 다가갔지만 충돌하지 않고 다시 우주로 빠져나가서 퉁구스카 사건이 일어났다는 주장도 있다.[4]

지구 대기를 통과한 후에도 살아남은 소행성이 지표면의 70%를 차지하는 바다 위에 떨어지는 경우라면 충돌구를 남기지 않을 수도 있다. 바다 밑바닥에 충돌구를 남겨도 바다에 잠긴 충돌구는 겉으로 드러나지 않는다. 소행성이 육지에 충돌해 만들어진 충돌구도 오랜 시간이 지나는 동안 침식과 퇴적이 일어나 조금씩 지워진다. 지진이나 대륙이동과 같은 지각변동이 이미 만들어진 충돌구를 변형한다. 화산활동은 화산 주변 충돌구의 흔적을 덮는다. 이러한 이유로 지구 표면에 만들어진 충돌구는 긴 세월 속에서 온전한 형태를 유지하기 어렵다. 작은 규모의 충돌구는 흔적도 남기지 않고 사라질 수도 있다.

달에는 대기가 없어서 작은 소행성도 원래의 질량 그대로 충돌한다. 지각활동도 지구만큼 활발하지 않아서, 이미 만들어진 충돌구는 긴 시간이 지나도 크게 변하지 않고 그 흔적이 남는다. 대형 충돌은 달 표면에 매우 큰 분지(basin)를 만들었고, 대형 충돌의 충격으로 달 내부의 현무암 용암이 흘러나와 분지를 덮었다. 이렇게 만들어진 수백km 또는 1000km가 넘는 크기의 분지들을 지구에서 보면 얼룩으로 보인다. 수십억년 전부터 달 표면에 만들어진 분지와 크고 작은 수많은 충돌구들은 현재까지 비교적 온전한 형태로 남아 있고, 이들은 태양계의 역사에서 태양계 내부에 어떤 일이 있어났는지를 연구하는 데 중요한 정보를 제공한다.

달 정찰궤도선(LRO)이 찍은 사진을 이어붙여 만든 달 표면 사진. 달 앞뒷면에서 수많은 충돌구를 볼 수 있다. 왼쪽 위는 달 앞면, 오른쪽 위는 달 뒷면, 아래는 달 앞면 윗부분을 확대한 사진이다. 왼쪽의 큰 분지는 비의 바다(Mare Imbrium)이고 오른쪽 분지는 평온의 바다(Mare Serenitatis)이다. 출처=NASA

40억년 전 지구와 달을 강타한 ‘후기 대폭격’

아폴로 프로그램의 유인 달착륙선이 달 암석과 토양 표본을 지구로 가져온 것은 달 연구의 중요한 전환점이었다. 첫 유인 달착륙선인 아폴로 11호가 21.5kg의 표본을 지구로 가져온 것을 시작으로, 마지막 유인 달착륙선인 아폴로 17호가 115kg을 가져오기까지 총 382kg의 표본을 여섯곳의 착륙지에서 수집해 지구로 가져왔다. 물리학, 화학, 광물학 분석을 통해 달 토양과 암석이 언제 무엇으로 어떻게 만들어졌는지, 그리고 어떤 구조를 지니고 있는지를 여러나라가 참여해 연구해 왔다. 달 암석의 성분구성이 지구 암석과 비슷하고, 특히 달 암석의 산소동위원소 비율이 지구의 암석과 비슷하다는 것이 밝혀졌다. 이 결과는 현재의 지구와 달이 원시 지구와 화성 크기의 천체가 충돌해서 만들어졌다는 거대충돌 가설(Giant-impact Hypothesis)을 뒷받침한다.

충돌구에서는 소행성 충돌 순간의 고온 고압으로 녹았다 굳어 만들어진 충돌용융암(impact melt)이 나온다. 이를 방사선 동위원소 연대측정으로 분석해 충돌구가 만들어진 때도 알 수 있었다.[5] 아폴로 15, 16, 17호가 충돌 분지인 비의 바다(Mare Imbrium), 감로주의 바다(Mare Nectaris), 평온의 바다(Mare Serenitatis)에서 가져온 충돌용융암을 분석한 결과는 이들 지형이 41억년 전과 38억년 전 사이에 만들어졌다는 것이었다.[6] 충돌구들의 상대적인 위치와 갯수로부터 충돌구가 언제 얼마나 많이 만들어졌는지 알 수 있는데, 많은 충돌구가 충돌 분지가 만들어진 시기에 만들어졌다는 사실을 알게 됐다. 이 시기 달 표면에 만들어진 분지와 충돌구들은 정상보다 많은 소행성과 혜성들이 태양계 내부 행성에 충돌한 ‘후기 대폭격’(Late Heavy Bombardment)의 결과로 추정한다.

원시지구와 화성 크기 테이아가 충돌에 현재의 지구와 달이 만들어지는 과정을 그린 상상도. 위는 태양-원시지구 L5 라그랑주점에 만들어진 테이아가 지구로 날아와 충돌하는 과정, 아래는 원시지구에 테이아가 충돌한 후 잔해 원반이 만들어지고, 잔해가 합쳐져서 달이 만들어지는 과정. 출처=Wikimedia Commons

태양계 초기의 혼란을 설명한 니스 이론

태양계가 어떻게 만들어졌는지를 설명하는 이론에 따르면, 초기 태양계에서는 가스와 먼지로 구성된 원반 모양의 구름인 태양성운(solar nebula)이 태양 주위를 돌고 있었다. 태양성운 안에서 가스와 먼지들이 뭉쳐서 덩어리가 만들어졌고, 덩어리는 다시 가스나 먼지 또는 다른 덩어리와 뭉치고 커져서 결국에는 행성이 만들어졌다. 행성들은 서로의 중력으로 영향을 끼치면서 긴 시간에 걸쳐서 궤도가 변하다가 현재의 궤도에 안정적으로 정착했다.

달 표면의 분지와 충돌구를 분석한 결과는 태양계 내부에서 긴 시간 동안 수많은 충돌이 있었음을 알려줬다. 특히 달이 만들어진 지 얼마 안 된 시점이었던 41억~38억년 전 사이에 있었던 ‘후기 대폭격’은 태양계 내부에서 많은 대형 충돌을 일으켰다. 과학자들은 행성과 작은 천체들이 현재의 궤도에 어떻게 자리잡았고, 후기 대폭격은 어떻게 일어났는지를 설명하기 위한 연구를 이어갔다. 그 중 하나가 프랑스 니스(Nice)의 코트다쥐르천문대(Côte d'Azur Observatory) 과학자들이 2005년 세계적인 과학저널 네이처에 발표한 논문으로 제안한 니스 모델(Nice model)이다.[7]

니스 모델에 따르면 초기 태양계에서는 큰 외행성들이 현재보다 태양에 더 가깝게 자리잡고 있었고, 해왕성은 천왕성보다 더 안쪽 궤도를 돌고 있었다. 소행성과 혜성은 최외곽 행성의 바깥 영역에 분포했다. 이 모델의 시뮬레이션에서 목성과 토성의 공전주기 비율이 1:2(공전횟수 비율로는 2:1)이 되는 궤도공명(orbital resonance) 상태가 되면서 토성의 공전궤도에 큰 변화가 일어났다. 두 행성이 주기적으로 만나면서 서로가 끼치는 중력의 영향이 증폭된 결과이다. 마치 그네를 타는 사람을 밀어줄 때 한 쪽에서 밀어주는 것을 반복할 때 효과적으로 그네의 움직임을 크게 만들 수 있는 것과 비슷한 원리이다.

토성의 공전궤도가 외곽으로 밀려나면서, 토성 외곽에 있던 해왕성과 천왕성의 공전궤도도 외곽으로 밀려났다. 천왕성 안쪽에서 공전하던 해왕성은 공전궤도가 밀려나는 과정에서 천왕성 공전궤도 바깥으로 밀려났다. 궤도가 커진 행성이 소행성과 혜성이 분포하던 영역에 들어갔고, 행성 중력의 영향으로 이들 작은 천체들은 안쪽으로 밀려들어가거나 바깥쪽으로 밀려나면서 흩어졌다. 이때 태양계 안쪽으로 밀려들어간 소행성과 혜성의 일부가 내행성과 충돌한 것이 ‘후기 대폭격’이다.

니스 모델에서의 태양계 진화. 왼쪽은 초기 태양계의 모습이다. 목성, 토성, 해왕성, 천왕성 순서로 현재보다 태양에 더 가까운 공전궤도로 태양 주위를 공전한다. 가운데는 행성 공전궤도가 커지면서 작은 천체들이 분포한 영역에 진입하고 작은 천체들이 흩어지는 과정이고, 오른쪽은 안정적으로 자리잡은 행성의 궤도와 작은 천체의 분포도다. 출처: Wikimedia Commons

행성도 소행성·혜성을 교란시킬 수 있다

니스 모델의 부족한 부분을 보안하기 위해, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성에 더해 현재의 태양계에는 없는 얼음형 행성 하나를 더 추가한 수정 니스 모델이 나왔다.[8] 이른바 ‘다섯개 행성 니스 모델’(Five-planet Nice model)이다. 이 모델에서도 외행성의 공전궤도는 궤도공명 상태를 지나면서 변화를 거듭했고 공전궤도가 커지면서 바깥으로 밀려났다. 그 와중에 추가한 행성은 목성 공전궤도를 가로지르는 긴 타워 궤도에 진입했고, 목성에 가까이 접근하고 멀어지는 과정에서 태양의 중력을 완전히 벗어나는 속도를 얻어 태양계에서 영원히 멀어졌다. 행성 하나가 태양계에서 튕겨 나간 것이다.

‘다섯개 행성 니스 모델’은 이전의 니스 모델보다 카이퍼대의 소행성 분포를 더 잘 설명하고, 태양계 행성들이 현재의 궤도에 이르게 된 과정도 더 잘 설명한다. 지금 태양계에는 없는 행성을 모델에 추가한 결과이다. 행성이 목성을 가까이 지나친 후에 태양계 밖으로 튕겨나간 윈리는 탐사선이 중력도움 항법으로 속도를 높이는 원리와 비슷하다. 탐사선의 질량은 목성 질량과 비교하면 무시할 만한 수준으로 매우 작기 때문에, 탐사선이 목성을 이용한 중력도움 항법으로 속도를 높여 태양계를 벗어나도 목성의 공전궤도는 변하지 않는다. 하지만 ‘다섯개 행성 니스 모델’에서 튕겨져 나간 행성의 질량은 천왕성이나 해왕성 질량 수준으로 목성 질량의 20분의 1 정도로 크기 때문에, 행성이 목성 근처를 지나간 후에 태양계에서 튕겨져 나가는 경우에는 목성 공전궤도가 무시할 수 없는 수준으로 변한다.

니스 모델과 수정 모델은 무엇을 알려줄까?

‘니스 모델’과 ‘다섯개 행성 니스 모델’에서 주목할 부분은 행성이 소행성이나 혜성을 흐트러뜨릴 수 있다는 것이다. 현재는 태양계 행성이 안정적인 공전궤도에 자리잡았고, 소행성대와 카이퍼대는 행성의 공전궤도에서 벗어나 분포해 있다. 이런 태양계 행성이 가까운 미래에 궤도가 변해 소행성대나 카이퍼대로 진입할 가능성은 거의 없다. 그만큼 지구를 위협하는 소행성이나 혜성이 급격히 증가하지도 않는다.

그러나 천문학적으로 긴 시간의 척도로 보면 다른 상황이 벌어질 수 있다. 태양계 내부의 작은 변화가 긴 시간 동안 누적되면, 행성의 궤도가 변해서 행성이 소행성대나 카이퍼대의 언저리에 진입할 수 있다. 이런 상황이 발생하면, 행성이 소행성이나 혜성의 일부를 흐트러뜨릴 수 있고, 그 중에서 지구로 향하는 천체는 지구에 위협이 된다.

떠돌이 행성 상상도. 별의 중력에 갇히지 않고 별 사이를 돌아 다니는 떠돌이 행성이 태양계 내부를 지나가거나 태양계 외곽을 스쳐지나가면, 소행성과 혜성을 흐트러뜨릴 수 있다. 흐트러진 천체가 지구로 향하면 지구에는 위협이다. 출처: Wikimedia Commons

행성이 중심별에서 튕겨져 나간다면

두번째로 주목할 부분은 행성이 태양계에서 튕겨져 나갈 수 있다는 것이다. 태양계에서 튕겨져 나간 행성은 별의 중력에 갇히지 않고 떠돌아 다니는 ‘떠돌이 행성’(rogue planet)이 된다. 태양계 뿐만 아니라 다른 항성계에서 행성이 만들어지고 자리잡는 과정에서 행성이 튕겨져 나갈 수 있다. 별이 두개나 세개가 있는 항성계인 쌍성계나 삼중성계에서는 별과 행성의 움직임이 훨씬 더 복잡해서 행성이 더 잘 튕겨져 나올 수 있다. 중심별이 수명을 다해 외부로 흩어지는 과정에서도 행성이 튕겨져 나올 수 있다. 떠돌이 행성이 만들어지는 경로가 많은 만큼 우리 은하에는 떠돌이 행성이 많을 것으로 추정한다. 우리 은하에는 떠돌이 행성이 별보다 더 많다는 주장도 있다.[9]

별 사이를 돌아다니는 떠돌이 행성이 우리 태양계의 소행성대나 카이퍼대, 오르트 구름을 지나가면 어떻게 될까? 소행성대에 있는 소행성 사이의 거리는 수백만km이고, 카이퍼대와 오르트 구름에 소행성과 혜성이 분포하는 밀도는 훨씬 더 작다. 떠돌이 행성은 태양계에 접근해도 일단 멀어지기 시작하면 다시 돌아오지 않는다. 상대적으로 짧은 시간 동안만 태양계에 머무는 떠돌이 행성이 드믄드믄 떨어져 있는 소행성이나 혜성을 흐트러뜨릴 확률은 높지 않다. 거대 행성처럼 질량이 큰 떠돌이 행성이라면 중력이 더 먼 거리에 떨어져 있는 천체에도 효과적으로 영향을 끼치기 때문에, 소행성이나 혜성을 흐트러뜨릴 확률이 조금 더 높아질 수 있다. 이렇게 흐트러진 소행성이나 혜성 중에서 지구 공전궤도를 가로지르는 천체들이 지구에 위협이 된다.

주)

[1] “The Night The Moon Exploded”, K. N. Smith, Forbes, 2020년 6월 18일, https://www.forbes.com/sites/kionasmith/2020/06/18/the-night-the-moon-exploded/

[2] “Was the Formation of a 20-km-diameter Impact Crater on the Moon Observed on Jume 18, 1178?”, J. B. Hartung, Meteoritics 11, 187, (1976)

[3] "Asteroid and Comet Bombardment of the Earth", E. Shoemaker, Annual Review of Earth and Planetary Sciences 11, 461 (1983).

[4] https://www.cbc.ca/news/science/the-tunguska-event-1.742329

[5] “Diverse Impactors in Apollo 15 and 16 Impact Melt Rocks: Evidence from Osmium Isotopes and Highly Siderophile Elements”, J. Liu, M. Sharp, R. D. Ash, D.A. Kring, and R. J. Walker, Geochimica et Cosmochimica Acta 155, 122 (2015).

[6] "Wandering Gas Giants and Lunar Bombardment", G. J. Taylor, 2006년 8월 24일, University of Hawaii, http://www.psrd.hawaii.edu/Aug06/PSRD-cataclysmDynamics.pdf

“Late Heavy Bombardment”, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Late_Heavy_Bombardment

[7] “Origin of the Orbital Architecture of the Giant Planets of the Solar System”, K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, and H. F. Levison, Nature 435, 459 (2005).

“Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets”, R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, and A. Morbidelli, Nature 435, 466 (2005).

[8] “Young Solar System’s Fifth Giant Planet?”, D. Nesvorný, The Astrophysical Journal Letters, 742, L22 (2011).

[9] “What are rogue planets?”, C. Freshly, Space.com, 2024년 6월 29일, https://www.space.com/rogue-planets-guide

윤복원 | 미국 조지아공대 연구원(전산재료과학센터·물리학)

bwyoon@gmail.com