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[IT뉴스]수소에서 철까지…빅뱅은 어떻게 물질을 만들어갔나

온카뱅크관리자

2026-05-15 10:37:29

<div id="layerTranslateNotice" style="display:none;"></div> 지구위협 시나리오(9) 우주의 시작과 별의 탄생 
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 <img alt="138억 년 전 빅뱅 직후 사방으로 퍼져 나간 빛의 우주 분포를 묘사한 우주 배경 복사(CMB) 지도. 빅뱅 직후 너무 뜨거워 빛조차 빠져나오지 못하는 \'불투명한 안개\' 같은 상태였던 우주는 서서히 식으면서 38만년 후 빛이 처음으로 빠져나올 수 있게 되었는데, 그때 방출된 \'가장 오래된 빛\'이 현재까지 남아 관측된 것이다. 위키미디어 코먼스" class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103651782qxme.jpg" data-org-width="800" dmcf-mid="6VMKIhTsmf" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img2.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103651782qxme.jpg" width="658">
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 138억 년 전 빅뱅 직후 사방으로 퍼져 나간 빛의 우주 분포를 묘사한 우주 배경 복사(CMB) 지도. 빅뱅 직후 너무 뜨거워 빛조차 빠져나오지 못하는 \'불투명한 안개\' 같은 상태였던 우주는 서서히 식으면서 38만년 후 빛이 처음으로 빠져나올 수 있게 되었는데, 그때 방출된 \'가장 오래된 빛\'이 현재까지 남아 관측된 것이다. 위키미디어 코먼스
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 빅뱅부터 원자가 만들어지기까지 
 지금까지 우주를 관측한 결과는 우주의 시작과 진화를 가장 잘 설명하는 이론으로 빅뱅(big bang)을 가리킨다.[1] 이 이론에 따르면, 우주는 약 138억년 전에 매우 뜨겁고 밀도가 높은 초기 상태에서 급격히 팽창하며 시작되었다. 빅뱅 직후의 우주는 상상할 수 없을 만큼 뜨겁고 압력이 높아서, 양성자와 중성자를 이루는 기본 입자인 쿼크(quark)조차 안정적으로 결합하지 못했다. 쿼크를 결합하게 하는 글루온(gluon)은 자유롭게 움직였고, 우주는 쿼크-글루온 플라스마(quark-gluon plasma)라는 특수한 상태로 가득 차 있었다. 이런 극한 환경에서는 에너지가 입자-반입자 쌍을 만들어내고, 입자-반입자 쌍은 다시 소멸하며 에너지로 돌아가는 과정이 반복되었다.
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 <img class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103653047wehk.jpg" data-org-width="300" dmcf-mid="PWlGiLNdsV" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img4.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103653047wehk.jpg" width="658">
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 세 개의 쿼크가 결합한 양성자나 중성자 같은 중입자와, 쿼크와 반쿼크(antiquark)가 결합한 메손(중간자)이 만들어지기 시작한 시점은 우주의 온도가 절대온도 2조도(2×10¹²K, 에너지로는 약 170MeV) 이하로 내려갔을 때이다. 그 이전까지는 쿼크와 글루온이 서로 분리된 채 자유롭게 움직이는 상태였지만, 이 온도 이하에서는 더는 자유롭게 존재하지 못하고 서로 결합해 강한 상호작용에 의해 묶인 입자, 즉 강입자(Hadron: 중입자와 메손을 아우르는 부류)을 이루기 시작했다. 이렇게 쿼크-글루온 플라스마 상태에서 강입자로 전이되는 과정은 빅뱅 후 약 10⁻⁵초 무렵에 일어났다.
 강입자가 형성된 이후에도 우주는 여전히 엄청나게 뜨거웠다. 광자(photon), 전자(electron), 양전자(positron), 중성미자(neutrino) 같은 가벼운 입자들이 끊임없이 생성되고 소멸하는 상태를 유지하고 있었다. 그러나 우주가 팽창하면서 계속 식어감에 따라 온도는 점점 더 낮아졌다. 절대온도 50억도(5×10⁹K, 에너지로는 약 0.4MeV) 이하로 내려가면서, 전자와 양전자가 서로 만나 소멸하는 과정이 광자의 충돌로 전자–양전자 쌍이 생성되는 과정보다 우세해지기 시작했다. 이때 전자와 양전자는 서로를 소멸시키며 빛의 입자인 광자로 바뀌었다. 이러한 변화는 빅뱅 후 약 10초 무렵에 일어났다.
 왜 우주는 물질로 이루어져 있을까
 초기 우주에서는 입자와 반입자가 거의 같은 수로 만들어졌지만, 완전히 같지는 않았다. 만약 두 수가 정확히 같았다면, 서로 만나 소멸하는 과정에서 모든 물질은 사라지고 우주는 빛(광자)으로만 가득 찼을 것이다. 그러나 실제로는 아주 미세한 불균형이 존재해, 입자의 수가 반입자보다 약간 더 많았다. 대략 반입자가 10억개 있을 때 입자는 그보다 1개 정도 더 많은 정도의 차이에 불과했다.
 이 작은 차이 때문에 대부분의 입자와 반입자는 서로 소멸해 사라졌지만, 남은 극히 소수의 입자가 살아남았다. 이들이 결합하여 양성자와 중성자 같은 중입자를 이루고, 여기에 전자가 더해지면서 오늘날 우리가 보는 원자와 물질이 형성되었다. 중입자 비대칭(baryon asymmetry)이라고 부르는 이 미세한 불균형 덕분에 현재의 물질로 이루어진 우주가 존재할 수 있었다.
 절대온도 10억도 수준으로 내려가면서 양성자와 중성자가 안정적으로 결합하는 빅뱅 핵합성(Big Bang nucleosynthesis)이 시작되었다.[2] 빅뱅 후 약 3분 무렵이었다. 이 과정에서 중수소(D), 헬륨-3(³He), 헬륨-4(⁴He) 같은 가벼운 원자핵들이 생성되었으며, 소량의 리튬-7(⁷Li)과 베릴륨-7(⁷Be)도 함께 만들어졌다. 이후 베릴륨-7은 전자 포획을 통해 리튬-7로 변환되었다.
 빅뱅 핵합성 과정이 끝난 직후의 우주는 질량 기준으로 약 75%가 수소, 약 25%가 헬륨으로 구성되었으며, 그보다 무거운 원소들은 극히 미량만 존재했다. 당시 우주는 여전히 매우 뜨거워 원자핵과 전자가 결합하지 못하는 플라스마 상태였다. 자유롭게 돌아다니는 전자들은 광자를 끊임없이 산란시겼기 때문에, 빛은 직선으로 멀리 진행하지 못했고 우주는 광학적으로 불투명한 상태였다.
 이후 우주가 계속 팽창하고 냉각되면서, 빅뱅 후 약 38만년 무렵에는 온도가 약 3000K까지 낮아졌다. 이 온도에서는 전자들이 원자핵에 안정적으로 결합할 수 있게 되었다. 양성자와 전자가 결합하여 수소 원자가 형성되었고, 헬륨 원자핵은 전자와 결합해 헬륨 원자를 이루었다. 이러한 과정을 재결합(recombination)이라 부른다. 재결합이 진행되면서 자유전자 수가 급격히 감소하였다. 그 결과 빛과 전자 사이의 산란(scattering)이 감소했고, 우주는 빛이 자유롭게 이동할 수 있는 투명한 상태가 되었다.
 당시 우주를 채우고 있던 물질들은 흑체(blackbody)처럼 빛을 방출했다. 절대온도 3000도의 뜨거운 온도에서 방출하는 빛은 가시광선에서 근적외선 영역에 해당하는 빛이었다. 이때 방출된 빛은 우주가 계속 팽창하면서 파장이 늘어나 적색편이(redshift)를 겪었으며, 현재는 수밀리미터 파장의 마이크로파로 관측된다. 이 신호가 바로 우주마이크로파배경(CMB: cosmic microwave background)이다.[3]
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 <img alt="빅뱅 후 물질이 형성되는 과정을 나타낸 그림. 각 시기에서의 우주 온도와 이에 대응하는 에너지 단위도 함께 표시하였다. 질량-에너지 등가관계(E=mc2)에 따르면, 양성자와 중성자의 질량에 해당하는 에너지는 각각 938.28MeV와 939.57MeV이며, 전자의 경우는 0.511MeV이다. MeV(메가볼트)는 100만전자볼트(eV)를 뜻한다. 전자볼트는 전자 1개가 1볼트의 전위차를 지나면서 얻는 에너지의 크기를 나타내는 단위다." class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103654335ftit.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="QDUKIhTsm2" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img3.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103654335ftit.jpg" width="658">
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 빅뱅 후 물질이 형성되는 과정을 나타낸 그림. 각 시기에서의 우주 온도와 이에 대응하는 에너지 단위도 함께 표시하였다. 질량-에너지 등가관계(E=mc2)에 따르면, 양성자와 중성자의 질량에 해당하는 에너지는 각각 938.28MeV와 939.57MeV이며, 전자의 경우는 0.511MeV이다. MeV(메가볼트)는 100만전자볼트(eV)를 뜻한다. 전자볼트는 전자 1개가 1볼트의 전위차를 지나면서 얻는 에너지의 크기를 나타내는 단위다.
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 별의 탄생과 죽음, 그리고 무거운 원소 생성
 우주의 온도가 낮아져 원자가 형성된 이후부터 별이 만들어지기 전까지의 시기는 별빛이 존재하지 않는 ‘암흑시대(dark ages)’였다. 이 시기 동안 우주의 대부분을 차지하던 수소와 헬륨 기체는 중력에 의해 서서히 뭉쳐 거대한 가스 구름을 형성했다.
 가스 구름의 중심부에서는 자체 중력에 의한 수축이 계속되면서 압력과 온도가 점차 상승하였다. 결국 중심부의 온도와 밀도가 충분히 높아지면서 수소 핵융합 반응이 시작되었고, 수소가 헬륨으로 변환되는 과정에서 막대한 에너지가 방출되었다. 이 에너지는 빛과 열의 형태로 외부로 방출되어 주변을 밝히기 시작했다. 우주에 처음으로 별이 탄생한 것이다. 우주에 처음으로 별빛이 나타나 암흑시대가 끝나기 시작한 시점은 빅뱅 후 약 2억년 무렵이었다.[4]
 가장 먼저 형성된 별인 수소와 헬륨만으로 이루어진 별을 ‘종족 III별’(Population III stars, III은 3으로 읽음)이라고 부른다. 명칭은 발견 순서 때문에 역순으로 붙었다. 현대 우주론에서 최초 세대의 별에 해당하는 이들은 태양 질량의 수십배에서 수백배에 달하는 매우 큰 질량을 가졌을 것으로 추정된다. 질량이 큰 별일수록 중심부 압력과 온도가 높아 핵융합 반응이 빠르게 진행된다. 그 결과 에너지를 빠르게 소모하게 되므로 별의 수명은 오히려 짧아진다. 따라서 초기 우주의 종족 III별들의 수명은 수백만년에서 수천만년 정도로 비교적 짧았을 것으로 추정된다.
 이들 별은 내부의 핵융합 반응을 통해 점차 더 무거운 원소를 만들어 가며, 결국 철(Fe)에 이르는 단계까지 진화한다. 그러나 철은 핵융합을 통해 더는 에너지를 방출할 수 없는 원소이기 때문에, 중심핵에서는 에너지 생산이 멈춘다. 그 결과 중력을 지탱하던 압력이 약해지면서 중심부가 급격히 붕괴하고, 이는 거대한 초신성(supernova) 폭발로 이어진다. 이 폭발 과정에서 철보다 무거운 원소들도 생성되며, 별 내부에서 만들어진 다양한 원소들이 우주 공간으로 방출된다. 이렇게 흩어진 물질들은 다시 새로운 별과 행성 같은 천체를 형성하는 재료가 되었다. 
 초기 초신성 폭발 이후 형성된 다음 세대의 별들은 내부에 수소와 헬륨 이외의 무거운 원소를 포함하긴 했지만, 그 함량은 여전히 매우 낮았다. 이들을 ‘종족 II별’(Population II stars)이라고 부른다. 우주에서 두번째로 형성된 별의 세대에 해당한다. 이 별들은 질량에 따라 수백만년에서 수십억년 이상의 다양한 수명을 가진다. 이 가운데 수명이 매우 긴 별들은 오늘날까지도 남아 있으며, 주로 은하의 외곽에 있는 구상성단(globular cluster)이나 은하 헤일로(galactic halo)에서 발견된다.
 종족 II별 중 질량이 큰 별은 내부 핵융합의 마지막 단계에서 철(Fe)까지 생성한 뒤 중심핵 붕괴를 겪고 초신성 폭발로 생을 마감한다. 이 과정에서 별 내부에서 만들어진 원소들이 우주 공간으로 방출되며, 주변 공간은 점차 무거운 원소가 풍부한 환경으로 변화한다. 이렇게 무거운 원소가 풍부해진 환경에서 형성된 3세대 별이 ‘종족 I별’(Population I stars)이다. 
 종족 I별에 속하는 우리 태양은 비교적 후기의 우주에서 형성된 별이며, 약 46억년 전(빅뱅 이후 약 92억년 무렵)에 탄생하였다. 천문학에서는 수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소를 ‘금속(metals)’이라고 부른다. 여러 세대에 걸친 초신성 폭발을 통해 이러한 무거운 원소들이 점차 우주 공간에 축적되었고, 그 결과 태양은 금속 함량이 비교적 높은 별이 되었다.
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 <img alt="빅뱅 38만년 후 원자가 만들어진 후부터 별이 만들어지기까지의 과정. 첫 세대의 별은 종족 III별, 두 번째 세대의 별은 종족 II별, 세번째 세대 이후의 별은 종족 I별로 불린다." class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103655640mmbe.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="xq4RX53GI9" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img1.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103655640mmbe.jpg" width="658">
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 빅뱅 38만년 후 원자가 만들어진 후부터 별이 만들어지기까지의 과정. 첫 세대의 별은 종족 III별, 두 번째 세대의 별은 종족 II별, 세번째 세대 이후의 별은 종족 I별로 불린다.
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 질량에 따라 달라지는 별의 일생
 별은 생애 대부분의 기간 동안 중심부에서 일어나는 수소 핵융합으로 에너지를 생산한다. 수소를 헬륨으로 융합하는 시기인 ‘주계열’(main sequence) 단계에서 질량이 0.08~0.5 태양질량(8~50%)인 별을 적색왜성(red dwarf)이라 부른다. 낮은 온도로 인해 붉은빛을 띠고 크기가 작아 이러한 이름이 붙었다. 적색왜성은 중심부의 압력과 온도가 상대적으로 낮아 수소 핵융합 반응이 매우 느리게 진행된다. 그 결과 수명은 수천억년에서 수조년 이상에 이를 것으로 예측된다. 우주의 나이(약 138억년)보다 훨씬 길기 때문에, 아직까지 진화 과정을 완전히 마친 적색왜성은 관측되지 않았다.
 별의 질량이 클수록 수명은 짧아진다. 태양과 비슷한 질량의 별의 수명은 약 100억년 정도이다. 약 46억년 전에 형성된 태양은 앞으로 약 50억년이 지나면 중심부의 수소가 고갈된다. 그러면 중심부는 중력에 의해 수축하면서 온도가 상승하고, 중심을 둘러싼 껍질층에서 수소 핵융합이 다시 시작된다. 이때 별은 헬륨으로 이루어진 중심핵과, 그 바깥에서 핵융합이 일어나는 수소 껍질 구조를 가지게 된다. 이러한 껍질 핵융합은 외부로 향하는 압력을 증가시켜 별의 바깥층을 크게 팽창시킨다. 이 단계를 적색거성(red giant) 단계라고 한다. 태양이 적색거성이 되면 반지름이 현재 지구 궤도에 가까워질 것으로 예상된다. 
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 <img alt="질량에 따른 별의 수명과 최후의 진화를 나타낸 그림. 별의 질량이 클수록 핵융합 반응이 빠르게 진행되므로 수명은 더 짧아진다. 태양 질량 정도의 별은 진화 과정에서 적색거성을 거친 뒤 외곽층을 방출하고 백색왜성으로 남는다. 반면 태양 질량의 약 8배 이상 되는 질량이 큰 별은 적색초거성 단계까지 진화한 뒤, 중심핵 붕괴로 인해 초신성 폭발을 일으키고, 최종적으로 중성자별을 형성한다." class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103656920uxzq.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="yUttNADgsK" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img2.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202605/15/hani/20260515103656920uxzq.jpg" width="658">
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 질량에 따른 별의 수명과 최후의 진화를 나타낸 그림. 별의 질량이 클수록 핵융합 반응이 빠르게 진행되므로 수명은 더 짧아진다. 태양 질량 정도의 별은 진화 과정에서 적색거성을 거친 뒤 외곽층을 방출하고 백색왜성으로 남는다. 반면 태양 질량의 약 8배 이상 되는 질량이 큰 별은 적색초거성 단계까지 진화한 뒤, 중심핵 붕괴로 인해 초신성 폭발을 일으키고, 최종적으로 중성자별을 형성한다.
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 중심부의 온도가 충분히 높아지면 헬륨 핵융합이 시작되어 탄소와 산소가 만들어진다. 태양 정도의 질량을 가진 별은 중심부 온도와 압력이 더 많이 높아지지 않기 때문에, 탄소나 산소보다 더 무거운 원소를 만드는 핵융합 단계에는 이르지 못한다. 탄소와 산소가 충분히 만들어지면, 중심부의 핵융합은 약해지다가 결국 멈춘다. 그러면 중심부는 다시 중력에 의해 수축하기 시작한다. 이때 물질이 더 낮은 중력 위치에너지 상태로 떨어지면서 그 에너지 차이만큼 열이 발생한다. 이 열은 별의 바깥층을 더욱 팽창시키고, 팽창한 바깥층은 중심의 중력에 이전보다 훨씬 느슨하게 묶이는 상태가 된다. 결국 바깥층 물질은 항성풍과 맥동에 의해 서서히 우주 공간으로 방출되며, 이 물질이 행성상 성운(planetary nebula)을 형성한다.
 한편 중심부에는 탄소와 산소로 이루어진 백색왜성이 남는다. 백색왜성의 평균 밀도는 태양의 평균 밀도의 수십만배에서 백만배에 이를 정도로 매우 크다. 이 때문에 각설탕 한 개 정도의 부피에 해당하는 물질의 질량이 약 10톤에 달한다. 태양과 비슷한 질량을 가진 백색왜성의 크기는 대략 지구와 비슷하다.
 별의 질량이 태양의 8배 이상이면 훨씬 더 격렬한 최후를 맞이한다. 중심부의 헬륨이 소진되면 탄소와 산소의 핵융합이 시작되고, 이 연료가 고갈되면 네온, 마그네슘, 규소 등 더 무거운 원소들이 차례로 핵융합을 이어간다. 이 과정에서 별은 크게 팽창하여 적색초거성(red supergiant) 단계에 이른다. 대표적인 적색초거성으로 베텔게우스(Betelgeuse)가 있다. 이 별의 반지름은 태양에서 지구까지의 거리를 훨씬 넘어설 정도로 거대한 별로 알려져 있다.
 적색초거성의 중심부에서는 핵융합이 점점 더 빠르게 진행된다. 수소 핵융합이 수백만년에서 수천만년 지속되는 데 비해, 마지막 단계인 규소 핵융합은 불과 며칠 정도밖에 지속되지 않는다. 결국 중심에는 원자번호 26인 철(Fe)로 이루어진 핵이 형성된다. 철은 핵융합을 통해 에너지를 방출할 수 없는, 결합에너지가 가장 안정한 상태에 가까운 원소이다. 더 무거운 원소로의 핵융합은 오히려 에너지를 필요로 한다. 따라서 철 핵이 형성되면 더는 핵융합으로 중력 수축에 맞설 압력을 만들어낼 수 없게 된다. 그 순간 중심핵은 급격히 붕괴하기 시작하며, 별은 생애의 마지막 단계로 치닫게 된다. 이어서 파괴적인 종말임과 동시에 우주에 새로운 천체의 씨앗을 퍼뜨리는 초신성 폭발이 일어난다.
 * 다음 글에서는 초신성을 좀 더 구체적으로 다룹니다. 
 주)
 [1] “Principles of physical cosmology”, P. J. E. Peebles, Princeton University Press, (1993).
 [2] “Big-bang nucleosynthesis enters the precision era”, D. N. Schramm &amp; M. S. Turner, Reviews of Modern Physics 70, 303 (1998)
 [3] “A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s”, A. Penzias &amp; R. Wilson, Astrophysical Journal 142, 419 (1965).
 [4] “What Were the First Stars Like?”, Webb Space Telescope, https://webbtelescope.org/contents/articles/what-were-the-first-stars-like
 윤복원 | 미국 조지아공대 연구원(전산재료과학센터·물리학)
 bwyoon@gmail.com
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