태양계 거대 행성들, 시뮬레이션 10번 중 9번 붕괴

목성, 토성, 천왕성, 해왕성은 오랫동안 태양계에서 가장 견고한 장치처럼 여겨져 왔다. 우주가 여러 번 수명을 다할 때까지도 유지될 것으로 예상된 궤도들의 집합이었다. 그러나 새로운 시뮬레이션은 태양이 죽어가는 과정에서 바로 그 장치를 무너뜨릴 것이며, 백색왜성이 된 뒤 약 10억 년 안에 그 일이 일어날 가능성이 가장 높다고 말한다.

원인은 태양이 질량을 잃는 방식이다. 기존 계산은 죽어가는 태양이 느린 누출처럼 외곽층을 매끄럽게 방출한다고 가정했으며, 이 경우 모든 궤도는 늘어나지만 행성들의 질서는 흐트러지지 않는다. 캘리포니아 공과대학의 콘스탄틴 바티긴(Konstantin Batygin)과 짐 풀러(Jim Fuller), 미시간 대학교의 프레드 애덤스(Fred Adams)가 수행한 새 연구는 죽어가는 별이 외피를 한꺼번에 고르게 날리는 것이 아니라, 비대칭적인 여러 차례의 분출로 내보낸다는 증거에서 출발한다. 각각의 분출은 태양을 조금씩 밀어내고, 행성들은 그 모든 충격을 받는다.

수백 개의 가상 미래를 아우른 시뮬레이션에서 이 충격들은 누적됐다. 연구진이 관측 결과와 가장 가깝다고 판단한 시나리오에서는, 백색왜성이 형성될 무렵 이미 시뮬레이션된 태양계의 약 40%가 붕괴했거나 격렬하게 뒤섞여 있었고, 약 10개 중 9개는 30억 년 안에 와해됐다. 일부 실행에서는 토성이 태양계 밖으로 완전히 튕겨 나갔다. 다른 실행에서는 천왕성과 해왕성이 자리를 맞바꿨다.

이 결과가 유지된다면, 태양계의 종말은 지나가는 별이 초래하는 먼 우연의 사고가 아니다. 그것은 태양이 죽는 방식 자체의 일부가 되며, 거의 모든 별이 백색왜성으로 생을 마감하기 때문에 같은 논리는 은하의 거의 모든 행성계로 이어진다.

죽어가는 태양이 자신의 행성들을 밀어내는 이유

약 50억 년 뒤 태양은 적색거성으로 팽창하며, 거성 단계들을 거치는 동안 질량의 약 46%를 잃게 된다. 행성들을 붙잡는 질량이 줄어들면 행성들은 바깥쪽으로 이동한다. 매끄러운 질량 손실 모형에서는 모든 궤도가 약 1.85배로 커지므로, 외부 태양계는 우리가 아는 태양계의 더 크고 더 느린 복제본이 된다.

질량 손실이 매끄럽지 않다는 단서는 유럽우주국의 별 지도 작성 위성 가이아(Gaia)에서 나왔다. 천문학자들은 아주 먼 거리에서 서로를 공전하는 별의 쌍을 추적해, 새로 태어난 백색왜성들이 약 초속 0.75km, 시속 약 2,700km의 속도로 발차기라도 당한 듯 움직인다는 사실을 발견했다. 모든 방향으로 똑같이 가스를 방출한 별이라면 이런 반동을 전혀 얻지 못한다.

풀러가 최근 제안한 틀인 유력한 설명에 따르면, 적색거성의 외피는 바깥층의 격렬한 대류가 만들어내는 불연속적인 기둥 형태의 분출로 빠져나간다. 여러 거울에서 들어온 빛을 결합하는 망원경들은 이미 늙어가는 거성 주변에서 서로 분리돼 이동하는 먼지 구름을 보여주고 있다. 각각의 분출 기둥은 별을 무작위 방향으로 조금씩 밀며, 그 밀림이 누적돼 관측된 반동을 만들어낸다.

행성의 입장에서 태양에 가해지는 한 번의 충격은 모든 궤도에 동시에 가해지는 충격이다. 연구의 기준 사례에서 태양은 각각 초속 수미터에 이르는 약 4,600회의 반동을 받으며, 중앙값은 약 초속 7m다. 하나하나는 미미하다. 그러나 각 행성 궤도의 무작위 지점에서 충격이 발생하기 때문에 서로 상쇄되지 않고, 궤도는 떠돌기 시작한다. 연구진은 “외피가 조각조각 떨어져 나가면 모든 것이 변한다”고 썼다.

연구 방법

연구팀은 천체들이 서로의 중력 아래에서 어떻게 움직이는지 계산하는 널리 쓰이는 오픈소스 코드 rebound를 사용하고, 이를 표준 항성 진화 프로그램인 MESA로 구축한 태양 진화 모형과 결합했다. 네 거대 행성은 현재의 위치와 속도에서 출발했고, 이후 태양은 그 모형의 진화 경로를 따라 질량을 잃었다.

먼저 대조 실험이 이뤄졌다. 매끄러운 질량 손실을 적용한 60회 이상의 실행에서는 결과가 한 번도 달라지지 않았다. 궤도는 팽창했고, 행성들의 공전 주기 비율은 그대로 고정됐으며, 계는 수십억 년 동안 안정적으로 유지됐다.

그다음 연구진은 질량 손실을 여러 조각으로 나눴다. 방출되는 각 가스 덩어리의 질량을 태양 질량의 1천만분의 1에서 1만분의 1까지 바꾸고, 분출이 태양의 모든 거성 단계에 걸쳐 일어나는지 아니면 점근거성가지라고 불리는 마지막 단계에서만 일어나는지를 달리해 672회의 시뮬레이션을 수행했다. 이후 모든 최종 상태를 지나가는 별이나 다른 외부 교란 없이 추가로 30억 년 동안 추적했다.

10¹⁸년에서 약 10억 년으로

대체되는 기존 수치는 엄청나게 크다. 혼돈만으로 천왕성의 궤도를 불안정하게 만드는 데는 약 10¹⁸년, 즉 10억의 10억 년이 필요할 것으로 추정됐다. 넓어진 궤도를 더 쉽게 겨냥할 수 있는 지나가는 별의 영향을 더하면, 이 추정치는 300억 년에서 1,000억 년 사이로 줄어들었다. 우주의 나이는 약 138억 년이다.

연구진이 선호하는 보정값에서는 태양계가 이제 백색왜성 형성 후 약 10억 년 만에 스스로 풀려나가기 시작한다. 이는 처음으로 파괴적인 지나가는 별을 기다릴 것으로 예상된 시간보다 100배 빠르다. 가장 격렬한 실행에서는 해왕성 궤도의 이심률이 약 0.5까지 늘어났고, 이에 따라 태양과의 거리는 가장 가까운 지점과 가장 먼 지점 사이에서 3배 차이로 오갔다.

문제는 언제나 태양이 죽음을 마칠 때까지 기다리지 않는다. 선호 시나리오의 48회 실행 중 37회에서 질량 손실이 끝나기 전에 궤도들이 서로 교차하기 시작했다. 가장 이른 경우는 태양이 여전히 현재 질량의 89%를 지닌 적색거성일 때였다. 한 사례에서는 백색왜성이 태어난 뒤 250만 년 안에 토성이 방출됐고, 천왕성과 해왕성만 서로 묶인 채 남았다.

아이작 뉴턴(Isaac Newton)은 목성과 토성의 상호 중력이 결국 행성들의 질서를 무너뜨릴 것이라고 의심했다. 이후 라플라스(Laplace)와 라그랑주(Lagrange)는 자신들의 근사 수준에서는 궤도가 그저 진동할 뿐임을 보였고, 3세기에 걸친 계산은 그 판결이 내려질 시점을 계속 더 먼 미래로 밀어냈다. 연구진은 “뉴턴이 예상한 불안정성은 결국 실제였다. 그가 틀린 것은 범인뿐이었다”고 결론지었다.

모든 결과가 파괴적이었던 것은 아니다. 일부 실행에서는 행성 쌍이 태양계에 한 번도 없었던 리듬감 있는 궤도 패턴인 공명 상태에 갇혔다. 목성과 토성은 5:2 비율에, 또는 천왕성은 해왕성이 한 바퀴 도는 동안 두 바퀴를 도는 상태에 들어갔다. 672회의 시뮬레이션 가운데 8회에서는 두 쌍이 동시에 포획됐다. 그러나 이렇게 고정된 계가 더 안전한 것은 아니었으며, 가장 잘게 나뉜 분출을 적용한 실행에서는 다른 경우보다 생존 빈도가 약간 더 낮았다.

시뮬레이션이 결론내리지 못한 것

모든 것은 아직 누구도 직접 측정하지 못한 한 가지 양, 즉 빠져나가는 가스의 각 분출 덩어리가 얼마나 큰지에 달려 있다. 태양이 외피를 자기 질량의 1천만분의 1 이하인 덩어리들로 방출한다면, 분출의 효과는 대체로 평균화되고 태양계는 자기 자신이 확대된 형태로 살아남는다. 격렬한 결과는 덩어리의 크기가 태양 질량의 약 10만분의 1에 이르면 우세해진다.

가이아가 관측한 반동 속도와 분출 덩어리의 크기를 잇는 연결 역시 해석의 문제다. 이는 반동이 다수의 독립적인 분출에서 비롯된다고 가정한다. 연구진은 측정 범위의 낮은 끝인 초속 0.25km조차도 이미 덩어리가 격렬한 구간에 있음을 뜻한다고 주장한다. 또한 그들의 주 시나리오가 모형 보정이 가장 잘 된 단계인 점근거성가지를 넘어 분출이 이어진다고 가정한다는 점도 지적한다. 분출을 그 단계로 제한하면 적색거성 단계에서의 모든 조기 붕괴는 사라졌지만, 그럼에도 계의 83%는 30억 년 안에 불안정해졌다.

이 연구는 내행성들을 다루지 않는다. 네 거대 행성만 추적했으므로 수성, 금성, 지구, 화성은 계산에 포함되지 않았다. 앞선 연구들은 수성 자체의 위험을 약 1%로 추정했다. 이는 태양이 현재의 수소 연소 단계를 떠나기 전에 수성 궤도가 불안정해질 확률이다.

이 이론은 천문학자들이 검증할 수 있는 예측도 내놓는다. 죽어가는 별이 일상적으로 자신의 행성들을 느슨하게 풀어놓는다면, 젊은 백색왜성 주변에는 자유 부유 행성 집단이 함께 있어야 한다. 이 시뮬레이션에서 거대 행성들은 서로 충돌해 부서지기보다 훨씬 더 자주 방출됐으며, 백색왜성 위로 실제로 떨어지는 잔해는 거대 행성보다는 주로 암석질 천체에서 왔어야 한다. 이는 지금까지 오염된 백색왜성에서 측정된 암석질 물질과 부합한다.

태양의 죽음과 행성들에 관한 일반적인 질문

태양이 죽으면 태양계는 붕괴할까?

이 시뮬레이션에 따르면 거대 행성에 대해서는 아마도 그렇다. 백색왜성 반동이 시사하듯 태양이 수천 차례의 분리된 분출을 통해 외곽층을 잃는다면, 시뮬레이션된 계의 약 10개 중 9개는 백색왜성 형성 뒤 30억 년 안에 불안정해졌다. 질량 손실이 매끄러운 경우 행성들은 안정적으로 남았다.

태양은 언제 적색거성이 될까?

약 50억 년 뒤다. 태양은 이후 거성 단계에 걸쳐 질량의 약 46%를 잃고, 태양 질량의 약 0.54배인 백색왜성으로 끝을 맞는다. 이 연구에서 붕괴는 그 질량 손실 과정이나 뒤이은 수십억 년 동안 발생한다.

백색왜성 반동이란 무엇인가?

별이 백색왜성이 되면서 얻는 것으로 보이는 작은 속도를 말한다. 넓게 떨어진 별 쌍에 대한 가이아 측정에 따르면 그 속도는 약 초속 0.75km다. 반동은 별이 가스를 불균일하게 방출했다는 뜻이며, 각각의 불균일한 분출은 궤도를 도는 행성들도 조금씩 밀어낸다.

토성이 정말 태양계 밖으로 튕겨 나갈 수 있을까?

일부 시뮬레이션에서는 그렇다. 한 실행에서는 백색왜성 형성 후 250만 년 안에 토성이 방출됐다. 거대 행성들 사이에서는 충돌보다 방출이 더 흔했으므로, 잃어버린 행성들은 자유 부유 천체로서 은하를 떠돌게 될 것이다.

다음 단계

이 연구는 arXiv 사전 공개본을 거쳐 2026년 9월 The Astrophysical Journal Letters에 실렸고, 10월 12일 더 폭넓은 보도를 이끌어냈다. 이 연구의 핵심 수치는 백색왜성 반동에 대한 가이아 측정이 늘어나고 거성의 가스 방출 방식에 관한 모형이 개선되면 더욱 정밀해질 수 있다. 연구진은 또한 현재 백색왜성 주변에서 발견되고 있는 행성들과 잔해가 각 별이 어떻게 죽었는지를 보여주는 기록이라고 지적한다. 따라서 그곳에서 새로 집계되는 모든 계는 태양의 거대 행성들이 운명적으로 파멸할지, 아니면 단지 커질 뿐일지를 검증한다.

참고문헌: Batygin et al., “Terminal Instability of the Solar System Triggered by Stochastic Solar Mass Loss,” The Astrophysical Journal Letters, 2026. DOI: 10.3847/2041-8213/aea290

태그: 천문학, 백색왜성, Caltech, Konstantin Batygin, University of Michigan, 태양