2-3. 별 내부의 핵융합: 수소가 헬륨으로

태양의 심장부에서는 지금 이 순간 무슨 일이 일어나고 있는가?

지금 이 글을 읽는 순간에도, 당신으로부터 약 1억 5천만 km 떨어진 곳에서 경이로운 일이 벌어지고 있다. 태양의 중심부 — 온도 1,500만 K, 밀도가 납의 13배, 압력이 지구 대기압의 2,500억 배인 극한의 환경에서 — 매 초마다 약 3.8 × 10³⁸개의 양성자가 서로 합쳐지고 있다. 초당 약 6억 톤의 수소가 헬륨으로 변환되고, 그 과정에서 약 400만 톤의 질량이 순수한 에너지로 바뀐다. 이 에너지가 빛과 열이 되어 8분 19초 후 지구에 도달하고, 식물을 자라게 하고, 바람을 불게 하고, 비를 내리게 하고, 당신의 눈이 이 글자를 읽을 수 있게 해준다.

하지만 여기 놀라운 역설이 있다. 앞 절(2-2)에서 배웠듯이, 태양 중심의 온도 1,500만 K는 양성자 두 개가 쿨롱 장벽을 넘기에 턱없이 부족하다. 양자 터널링이 있어도, 두 양성자가 합쳐지는 반응의 확률은 상상할 수 없을 만큼 낮다. 계산해 보면, 태양 중심부의 양성자 하나가 다른 양성자와 성공적으로 융합하기까지 걸리는 평균 대기 시간은 약 100억 년이다!

잠깐. 양성자 하나가 융합하는 데 100억 년이 걸린다고? 그런데 태양은 매초 6억 톤의 수소를 태우고 있다고? 이게 어떻게 양립할 수 있는가?

답은 수(數)의 힘에 있다. 태양 중심부에는 양성자가 약 10⁵⁷개 있다. 각각의 반응 확률이 극도로 낮더라도, 10⁵⁷개가 동시에 시도하면 매 초마다 충분한 반응이 일어난다. 그리고 바로 이 느린 반응 속도가 태양에게는 축복이다. 만약 반응이 빨랐다면, 태양은 탄생 직후 한꺼번에 타올라 순식간에 사라졌을 것이다. 반응이 극도로 느리기 때문에 태양은 약 100억 년이라는 기나긴 수명을 갖는 것이다.

놀라운 사실: 태양 중심에서 생산되는 에너지 밀도(단위 부피당 에너지 생산률)는 사실 놀라울 정도로 작다 — 대략 퇴비 더미가 분해되면서 내는 열과 비슷한 수준이다! 태양이 그토록 밝은 것은 에너지를 격렬하게 생산해서가 아니라, 에너지를 만드는 부피가 어마어마하게 크기 때문이다.

이번 절에서 우리는 태양의 심장부로 들어가, 수소가 헬륨으로 바뀌는 구체적인 과정을 단계별로 따라갈 것이다. 이 여정은 양성자-양성자 연쇄(pp chain)라고 불리는, 자연이 설계한 정교한 다단계 과정이다.