태양 (2) – 별의 탄생과 진화 그리고 죽음 – Sciencetimes - Science Times

모든 별의 공통점 – 물리학 법칙을 따른다

태양계는 생명체가 살기 적합한 지구라는 행성을 지니고 있으므로 특별한 태양계라고 할 수 있지만, 태양과 같은 별은 어찌 보면 전혀 특별하지 않은 별이다. 이 광활한 우주에는 태양과 비슷한 온도와 크기를 가지고 있는 별들이 수없이 존재하기 때문이다. 별의 탄생은 138억 년의 우주의 역사 중 가장 빈번하지만 중요한 일 중 하나이다. 이러한 면에서 별의 일생은 인간의 인생과 많이 닮았는데 바로 모든 인간이 성장하고 결국 죽게 되듯이 별 또한 시간에 따라서 진화하고 결국 최후를 맞이하게 된다.

베텔게우스처럼 엄청나게 밝은 별들은 비교적 짧은 시간에 엄청나게 많은 에너지를 소비하는 탓에 아쉽게도 수명이 짧지만, 눈에 보이지 않을 정도로 어두운 글리제 581 (Gliese 581) 적색왜성 같은 별들은 오래도록 약하게 빛을 내며 매우 긴 수명을 살아간다.

적색왜성 Gliese 581(빨간색 항성)과 행성계의 내부 4개 행성의 상상도. 오른쪽 행성은 지구를 닮은 행성 GJ 581g로 생명체 거주 가능 영역 한가운데에 존재하고 있으며 모항성을 37일 주기로 공전한다. Gliese 581은 참고로 지구에서 20광년 떨어져 있다. © Lynette Cook

수많은 별들은 한가지 공통점을 가지고 있다. 바로 모든 별이 물리학 법칙을 따른다는 점이다. 심지어 별은 최후를 맞이한 후에도 물리학 법칙을 따르게 된다. 별은 탄생 후 공통으로 원시성, 전주계열성, 주계열성, 후주계열성이라는 같은 진화 단계를 거치며 결국 죽음을 맞이하게 된다. 별의 진화에서 가장 중요한 변수는 질량이다.

예를 들면, 별의 초기질량은 항성이 될 수 있는 최소 질량을 정해준다. 대략 우리 태양 질량의 7% 정도로, 이보다 작은 초기질량의 경우에는 별은 보통 별이 되지 못하며 중심부에서 수소 핵융합이 일어나지 않는 갈색왜성이 된다. 별의 진화 과정도 질량에 따라 매우 달라진다.

질량이 클수록 합성할 수 있는 원소의 범위가 늘어나기 때문에 좀 더 복잡한 내부 구조를 지니게 되지만, 연료를 소모하여 단위 시간당 내는 에너지의 양도 질량에 크게 좌우(대략 질량의 3제곱 정도)된다. 계산에 따르면, 태양 질량의 0.2~0.5배 정도밖에 안 되는 가벼운 적색왜성의 경우 1조 년 이상 살 수 있다고 여겨진다.

현재 우주의 나이는 138억 년이고 첫 별이 생성된 시점은 대략 134억 년 전이다. 따라서 우주의 모든 적색왜성 중 수명을 다한 별은 아직 존재하지 않는다. 또한, 적색왜성의 다음 진화단계로 알려진 청색 왜성은 아직 발견되지 않았다.

별의 탄생

별(항성)은 수소, 헬륨 및 기타 중원소와 먼지 등으로 이루어진 거대한 성간 분자 구름(성운)에서 탄생한다. 성운은 일반적인 우주 물질 밀도의 수백만 배에 달하는 상당히 조밀한 밀도를 자랑한다. 위 성운이 어떤 임계 질량(진스 질량: Jeans mass)을 초과하면 다른 힘이 붕괴를 저지시킬 때까지 폭주하며 수축하는 과정을 시작하게 된다.

예를 들면 구름의 질량이나 밀도가 클수록, 크기가 작을수록, 온도가 상대적으로 낮을수록 물질들의 운동에너지가 적어진다. 따라서, 위 진스 질량은 낮아지게 되어 중력 붕괴가 일어나기 쉬워지고 결국 성운에서 별이 태어나기 쉬워진다.

Cepheus B 성운의 내부와 주변에서 탄생하고 있는 젊은 별들 © X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al. – NASA Image of the Day

별의 진화 – 1. 원시별 (protostar) 단계

수축 과정에서 구름은 작은 부분들로 나누어지고(fragmentation), 각 부분 안에서 분자들은 중력이 강한 쪽으로 낙하하면서 발생하는 위치 에너지를 열의 형태로 발산하게 된다. 구름이 점점 작아지면서 중력은 점점 강해지고, 성운 반경이 작아지며 각운동량 보존법칙에 따라서 회전속도가 점점 빨라진다.

구름 안의 분자들은 중력이 가장 강한 부분을 중심으로 회전하며 납작해지는 가스 원반을 이루게 된다. 바로 항성이 탄생하는 순간이다. 강착 원반은 점차 소용돌이치며 중력 중심을 향해 낙하하고, 중력 중심의 극지방에서는 양방향으로 가늘고 긴 제트를 방출한다. 이 형태를 바로 우리는 원시별(protostar), 혹은 아기별이라고 부른다.

별의 진화 – 2. 전주계열성 (pre-main sequence star) 단계

중력 중심에는 분자들이 낙하하면서 위치에너지가 열의 형태로 축적되고 질량이 커지면서 또다시 중력이 강해지게 된다. 중력이 강해진 만큼 분자들을 더욱 끌어들이며 온도와 밀도가 점차 올라간다. 증가하는 내부 온도는 대류를 통해서 바깥쪽으로 전달되면서 원시별은 서서히 밝아지기 시작한다.

동시에 주변의 분자 구름이 흩어지고 강착 원반이 사라지는 전주계열성(pre-main-sequence star) 단계를 거치게 된다. 이 전주계열성은 서서히 수축하면서 중력 에너지를 발산하며, 중심핵 부분이 점점 압축되어 온도가 점차 올라가게 된다. 이 온도가 수소 핵융합이 가능한 온도(천만K 정도)까지 올라가면 중심핵에서는 더는 위치 에너지가 아닌 핵융합 에너지를 생산하게 된다.

먼지로 둘러 쌓여있는 전주계열성 HBC 1이 허블에 포착되었다. © Hubble/ESA/NASA

별의 진화 – 3. 주계열성 (main sequence star) 단계

핵융합으로 발생하는 에너지는 복사압을 형성하여 중심핵으로 낙하하려는 분자의 움직임을 막으며 중력붕괴에 저항하게 된다. 복사압과 중력이 평형을 이루면서 원시별은 더 이상 수축하지 않고 중심핵에서 생산되는 핵융합 에너지를 전자기파의 형태로 우주 공간에 방출하기 시작한다. 새로 태어난 별이 더욱 안정된 주계열성 (main-sequence star) 단계로 진입한 것이다. 즉, 주계열성 단계는 별의 중심부에서 수소의 핵융합 반응이 일어나는 진화단계를 뜻하며 별의 일생 대부분을 차지한다.

핵융합반응으로 인해서 수소량은 줄어들지만, 헬륨의 양이 증가하게 되면서 평균 분자량 역시 증가하게 된다. 별은 중력을 지탱하기 위하여 더 충분한 압력을 가지려 중심핵이 조금씩 수축하게 되고 이에 따라서 밀도와 온도가 증가하게 된다. 상승한 온도로 인해서 별의 크기가 조금씩 커지게 되며 이에 따라서 별의 밝기도 빛나게 된다. 별의 질량에 따라서 중심에서 일어나는 핵융합반응이 달라지는데 주계열성 단계 이후의 진화단계도 판이하게 달라지게 된다.

별의 진화 – 4. 후주계열성 (post-main sequence star) 단계

후주계열성 단계는 별 내부의 핵융합반응이 끝난 시점으로부터 시작하는 별의 마지막 진화단계를 일컫는데 예를 들어서 중심에 남아 있던 수소가 모두 소진되어 중심핵이 점차 수축하기 시작하고 이로 인해서 에너지가 발생하게 되어 에너지 생성지역이 중심핵 부분에서 바깥 부분 수소층으로 이동하며 핵 융합반응을 일으키는 단계를 일컫는다.

이후의 진화 과정은 별이 태어날 때의 초기 질량에 따라서 매우 달라지게 된다. 태양과 비슷한 질량의 경우 주계열성 단계가 끝나면 주계열성과 표면 온도가 비슷하면서 반지름과 밝기가 더 큰 항성들 즉, 적색거성이나 청색거성등과 같은 거성(Giant star)단계로 진입하게 된다.

적색거성의 중심온도는 약 1억K까지 올라가게 되어, 헬륨 이상의 원소들이 핵융합을 하며 탄소를 생성해낸다. 헬륨이 모두 소모가 되면, 중심핵 부분이 수축하고 온도가 더 상승하여 탄소 핵융합을 일으키며 이러한 과정의 연속으로 결국 산소까지 생성해낸다. 핵융합으로 생성된 무거운 원소들은 항성의 중심 쪽으로 가라앉게 되어 별의 중심핵에는 무거운 원소들이 점점 쌓이게 되며 중심핵 주변에서 이루어지는 핵융합 반응도 점점 더 활발해진다.

중심부의 커지는 중력에 비례해서 복사압도 강해지게 되기에 별은 마침내 적색거성일 때보다 한층 더 부풀어 오르게 되고, 주변 껍질은 더 팽창하여 밝아지지만 표면온도는 낮아지게 된다. 매우 큰 별의 경우 초거성(Supergiant) 혹은 극대거성(Hyper-giant)으로 진화하는 경우가 있는데, 초거성의 경우는 중심 온도가 더 높이 올라가며 철까지 생성 가능하다.

적색초거성인 베텔게우스의 사진 © NASA

별의 죽음 – 밀집성 단계 (compact star)

4가지 큰 진화 단계를 거쳐서 별은 결국 길고 긴 일생을 마무리하기 시작한다. 별의 최후는 보통 별 내부 물질의 밀도가 보통의 별보다 압도적으로 높은 별들, 즉 밀집성으로 불리는 천체들로 맞이하게 된다. 이들은 크게 3~4가지의 형태로 나누어지는데 보통 백색왜성, 초신성, 중성자별, 그리고 블랙홀 등이 있으며 항성의 연료가 전부 소모되어 핵융합 반응이 더이상 일어나지 않는다.

항성이 더 이상 핵융합을 일으킬 수 없게 되면서 중력에 대항하는 복사압이 사라지게 되고, 따라서 항성의 중심핵은 급격히 수축하게 된다. 중심부의 밀도와 질량에 따라서 백색왜성이나 중성자별, 혹은 블랙홀 등으로 진화하게 되며 다만 초기 질량이 작은 적색왜성 같은 경우는 밀집성으로의 진화가 존재하지 않는다.

별과 인간의 차이점

물리학자 및 천문학자들은 다양한 진화 단계의 별들을 연구함으로써 영겁의 시간을 사는 별이 어떻게 진화하는지 알게 되었다. 대부분의 별은 동일한 단계를 거쳐 진화하지만, 각각의 세부적인 진화 단계는 별의 질량에 따라 다르게 나타난다. 별이 인간과 다른 점이라면 이처럼 대부분의 일생, 진화과정 그리고 별이 쓸 수 있는 에너지가 별이 태어날 때의 초기 질량에 따라 이미 정해진다는 점이다.

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