충돌 맞서려는 저항
그러니 달에게 고마워할 만도 하다. 또한 달에게 매력을 느낀다고 말할 수 도 있는 것이다. 초창기의 충돌을 우리의 기억에서 떠올려 보자. 시끌벅적한 경로를 가던 거대한 소행성 테이아가 지구를 후려쳤을 때 지구는 하마터면 쪼개져버릴 뻔했었다. 그러는 대신 행성은 회복되어갔으며 더 무거워졌다. 그 이래로 항 상동반자처럼 곁에 둔 것을 즐겁게 여겨온 것이다. 달도 역시 지구보다는 훨 씬 적을지라도 질량을 지닌다. 그러나 그것만으로도 영향을 끼치기에는 충 분하다.
그런데 질량이란 것이 뭐더라? 물리학적으로 보면 한 물체의 관성, 다시 말해 그자체의 운동상태가변할 때 거기에 맞서려는저항을말한다. 한번 상 상해보라. 루치아노 파바로티와 깡마른 뒷세대 테너가 무대 옆에 서 있으면 서 등장하기를 꺼려하고 있다고 말이다. 당신이 그 뒷세대 테너를 힘껏 밀치 면 그는 이미 위치를 바꾸며 넘어질 뻔하면서 조명 빛 속으로 들어간다. 그 남자의 몸무게가 52킬로그램이라고 가정하면 그가 뛰어나가도록 도와준 당 신의 에너지는 너끈히 52킬로그램을 청중에게로 밀어보낼 만큼 충분했던 것 이다. 하지만 당신이 파바로티 씨한테도 똑같은 에너지를 쓴다면 그는 제자 리에서 꿈쩍도 않을 것이다. 사실 내가 세계 최고의 테너 몸무게가 얼마나 되 는지는 알지 못하지만 깡마른 사람의 경우와 똑같은 효과를 보려면 당신이 훨씬 더 많은 에너지를 쓰게 되리라는 것은 분명하다.
파바로티의 중량이 더 나가니까 그와 함께 그의 관성도 마찬가지로 더 크다. 이런 점을 천체와 연관 지어 말하면 무거우면 무거울수록 그만큼 관성도 더 커진다는 것인데, 그 때 문에 우리가 이런 관련 속에서 관성을 지닌 질량에 대해 말하는 것이다. 그러 한 천체가 일단 자신의 관성을 이겨내고 운동해가기 시작했다면 그것을 다 시 멈추게 하는 데에도 에너지가 필요하다. 게다가 질량이 많으면 많은 만큼 천체는 더 빠르게 돌진해간다. 아인슈타인의 상대성이론에서 보이는 가장 중요한 관점도 이런 질량과 에너지의 둥치관계를 철두철미 추적한 것이며, 이탈리아의 유명한 테너 가수들도 일단 고조되어 활기를 띠게 되면 여간해 서는 멈춰 세우지 못한다.
아인슈타인에 따르면 질량은 놀라운 효과를 발휘한다. 그것은 무게에 따라 시공 속으로 구부러져 들어가서 그것을 움푹 들어가게 만듦으로써 중력이 발 생케 한다. 예를 들어보자면 마치 당신이 보자기를 당기고 거기에 사과 한 개 를 놓으면 그 무게로 천에는 그런 모양의 움푹 파인 자리가 생기게 되는 것과 같다. 당신이 사과 옆에다 같은 크기의 납으로 된 공을 놓으면 이것은 더 무 거우니까 더 깊숙한 자리를 만들어 사과까지 그리로 굴러들어가게 할 정도 가 된다. 달이나 행성처럼 질량이 풍부한 천체들도 이와 비슷한 관계를 맺는 다. 여기서 천은 시공이고 사과는 달, 그리고 지구는 납에 견주어지는 중량 을 지진다. 이제부터 우리가 말하는 것은 더 무거운 질량에 관한 것이다.
아주 당연한 말이겠지만 당신은 달이 왜 결코 지구로 쾅 떨어져버리지 않 는지를 알고 싶을 것이다. 여기에는한 가지의 현상이 더 작용하고 있는 것인 데, 그것이 바로 비행속도이다. 천체들은 움직인다. 그들의 에너지 내지 속 도가 충분히 높을 경우에는 보다 무거운 천체의 인력은 상쇄되어버 릴 수 있 다. 반면에 보다 가벼운 천체는 항상 일정한 거 리를 유지하며 그것 주위를 공 전하게 된다. 이런 효과 역시 이를테 면 당신이 노름하는 도박장에 가보면 관 찰할 수가 있다. 경사진 원판 안의 룰렛 공은 자연스레 중심부를 향해 가려고 할 것이지만, 그것이 어느 만큼의 속도를 유지하는 한 그것은 바깥 가장자리 에 있게 된다. 여기에는 두 가지의 힘이 작용한다.
하나는 중럭으로서 공을 더 깊게 위치하는 중심점으로 끌어당기는 힘이다. 다른 하나는 볼이 중심에 서 직선 방향으로 벗어나 도망치도록 하는 속도이다. 그 결과는 힘들이 균형 을 이루며 고르게 되는 것으로, 힘의 요인들은 공의 운동에너지가 줄어드는 정도에 따라 중심 쪽으로一그러니까 무게의 힘 때문에一옮겨가게 된다. 그 다음의 두 번째 상쇄라면 바로 당신이 파산상태가 되어 한 치의 오차도 없이 정확성을 지닌 카지노를 떠나게 될 것이라는 점이다. 그러니까 이 실험을 모 방해볼 생각은 하지도 말기를.
지구와 달 또한 이와 같은 힘의 균형을 따르며, 이것이 달의 여신 루나 (Luna)가 우리의 머리 위로 떨어지거나 드넓은 우주공간 속으로 달아나버 리 지 못하도록 막아준다. 실제로 달은 우리 쪽으로 돌진해온다. 그와 동시 에 달 은 또 평균하여 초당 2.4킬로미터의 이달속도로 우주공간 속으로 쏜살같이 내뺀다. 그렇게 함으로써 달은 우리에게서 떨어진 중간에 머물면서 우리가 그것을 잃는 일도 없도록 하는 것이다. 물론 달이 지구와 떨어져 취하는 거 리 는 꼭 달이 자신의 궤도를 도는 속도만큼 달라진다. 이 점은 다시금 케플러의 법칙들 덕분이다. 요한네스 케플러(Johannes Kepler)는 16세기에서 17세기로 넘어가는 시기에 살았던 독일의 천문학자로 태양계 안에서 행성들의 운동을 다음과 같은 세 가지의 원리로 서술해놓았다.
“행성들은 타원궤도로 움직이며, 이 궤도의 중심 초점에 대양이 위치한다.”(간략히 말해 행성들은 태양 둘레로 타원을 그리며 움직인다.)“태양으로부터 행성에 이르는 동경(Fahrstrahl, 動徑) )은 같은 시간에 같은 넓이를 휩쓸며 지나간다.”(더 단순화시키면, 태양 가까이에서는 행성이 태양에서 멀리 있을 때보다 더 빠르게 움직인다.) “긴 반지름의 세제곱과 공전주기의 제곱으로 이루어진 비례관계는 모 든 행성들에서 변함없이 일정하다.”(진정한요물이라 할 법칙으로시, 공전주 기와 태양에 대한 행성의 평균 거리 사이의 비례관계를 정의하는 것이다. 케플러가 밝혀낸 것은 공전주기의 지수가 한 행성의 평균 거리의 지수에 대해 항상 2：3으로 관계한다는 점으로, 바로 5음계(Quinie)의 분할비율이다. 이는 과학이 그렇게도 좋 아하는 것으로 완벽한 조화이자 수학의 아름다움이다. 그런 만큼 케플러 자신도 감 동하여 이렇게 말했다. “하지만 어느 두 행성의 공전주기 사이의 비율이 정확히 평 균 거리, 다시 말해 궤도 자체 비율의 1 과 2분의 1 이라는 점은 확실하면서도 완전히 맞는 말이다.”)
행성에 해당되는 것은 또한 달에게도 적용된다. 시종일관 달은 지구에 보 다 가까울 때가 있는가一이때는 거의 35만 6천 킬로미터 가까이 된다一하 면, 또 보다 멀리 있을 때一거의 38만 5천 킬로미터다一도 있으며, 마찬가지 로 그에 맞춰 지구 근처에서는 조금 더 빨라지고 지구에서 더 떨어지면 미미 하게나마 더 느려진다. 그러면서 달은 우리 행성을 27일 조금 더 걸려서 일 주한다. 달의 질량은 지구질량의 0.0123배에 해당한다. 그런 모든 요인들이 함께 작용하는 영향은 우리의 고향인 지구에서도 느낄 수 있다. 왜냐하면 중 력은 상호작용하는 것이기 때문이다. 비단 지구가 달을 끌어당길 뿐만이 아 니라 달도 역시 제 편에서 지구를 끌어당긴다. 둘 중에서 달이 더 작고 약하 기 때문에 달로서는 지구가 자기 주변을 돌기를 기대할 수는 없고, 그 대신 거기에 있는 몇 가지를 들썩이게 만든다. 달은 심지어 지각조차 4분의 1 미터 까지 들어올리기도 하지만, 무엇보다도 특히 바다를 들어올린다. 밀물과 썰 물을 조정하는 것이 달인 것이다. 달 쪽을 마주할 때마다 그쪽 면의 모든 물 은 산더미처럼 밀물로 쌓이게 되며, 지구 반대편에도 그런 물더미가 더 만들 어진다.