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항성의 죽음

항성의 죽음
별의 진화에 가장 큰 영향을 미치는 것은 태어날 때에 별의 질량이다. 질량에 따라 별의 일생은 크게 달라지고, 마지막의 모습 또한 다르다. 아주 무거운 별들은 상대적으로 주계열에 오래 머무르지 않고 금방 진화해 버린다. 이는 짧은 시간 내에 엄청난 에너지를 발산하기 때문이다. 그리고 상대적으로 가벼운 별일수록 약하게 에너지를 오래 내기 때문에 일생이 길다.

별은 일정한 질량이상을 가지고 있어야 한다. 이것은 행성이 별과 분리되는 것과 같다. 질량이 충분하지 못한다면 수소로 이루어진 내부 핵이 융합 할 만큼의 온도를 가지지 못하여 별이 되지 못한다. 별이 되지 못한 천체는 행성이나 소행성과 같은 천체가 된다. 이러한 별의 최소 질량은 태양의 약 0.08배이다.

그리고 별은 일정 이상의 질량을 가질 수 없다고 한다. 그 이유는 별의 질량이 어느 한계 이상 크게 되면 중력이 내부의 뜨거운 열에 의한 압력(복사압)을 견딜 수 없게 되며, 결국엔 중심을 향해 떨어지던 물질이 복사압에 의해 다시 바깥으로 밀려나가게 되어 별을 형성할 수 없는 것으로 알려져 있다. 이론적으로 계산된 한계질량은 태양의 약 150배 정도로 알려져 있다.
질량에 따른 다양한 진화
태양과 질량이 비슷하거나 작은 별
질량이 태양에 비해 약 1/12배 보다 작은 천체는 잠깐 동안 에너지를 생성하지만 수소를 헬륨으로 전환시켜 줄만큼의 내부온도를 갖을 수 없어 별이 되지 못한다. 이러한 천체를 갈색왜성이라고 한다.

갈색왜성이 된 천체보다 질량이 크지만 탄소를 연소시킬 정도의 내부에너지를 갖지 못하는 천체는 별이 되지만 최종 단계에서 복사압을 통해 껍질 부분을 날려 보낸 후 행성상 성운을 만들고 중심 부분은 온도와 밀도가 높은 별로 남는다. 이 별의 중심 부분은 온도가 대단히 높기 때문에 모든 원소는 이온화되어 있다. 중심부의 별이 수축하여 밀도가 높아지면 전자들 간의 간격이 너무 좁아져서 축퇴되게 된다. 이렇게 별 전체가 전자의 축퇴압에 의해 유지되는 별은 표면온도가 대단히 높아 흰색으로 보이고 그 크기는 작기 때문에 백색왜성이라 불린다. 이러한 백색왜성의 질량은 찬드라세카 한계인 태양질량의 1.4배를 넘을 수 없다. 그리고 백색왜성에서는 에너지가 발생되지 않기 때문에 시간이 지남에 따라 별이 식어가게 된다. 백색왜성의 온도가 떨어지는데 걸리는 시간은 수십억 년에서 수백억 년 정도인 것으로 알려져 있다. 백색 왜성의 반경은 지구 반경보다 작은 수천 km이다. 따라서 백색왜성의 밀도는 매우 높고, 주로 탄소 등 무거운 원소로 이루어져 있다. 백색왜성의 예로는 북반구의 밤하늘에서 가장 밝게 빛나는 시리우스의 동반성이 있다.
1단계:주계열성
주계열성 태양
이 단계는 별이 가장 오래 머무르고 가장 안정적인 상태이다. 이 때 별은 중심핵에서 수소가 헬륨으로 바뀌는 수소핵융합반응이 진행 중이며, 많은 양의 열과 빛을 생산하며, 우주 공간으로 내보낸다.
2단계:적색거성
적색거성
이 단계는 별의 중심핵에서 일어나던 수소핵융합반응이 더 이상이 일어나지 않으며, 내부에서 에너지가 생성되지 않아 중심핵이 수축한다. 이 수축하는 중심핵에서 나오는 중력 수축에너지로 인해 중심핵의 외부의 기체들은 반응을 시작하게 되고, 별의 표피부가 점점 팽창하게 된다.
3단계:행성상성운
행성상 성운
이 단계에서는 별의 중심핵이 더 이상 별을 이루고 있던 기체들을 잡아둘 수 없게 되고, 표피부가 우주 공간으로 계속 빠져 나가며, 행성상 성운을 이룬다. 이때의 별은 질량의 대부분을 잃게 된다.
4단계:백색왜성
백색왜성
별의 중심핵은 천천히 수축을 하고, 수축을 멈추게 되면 천천히 식어가게 된다. 이때 별의 크기는 지구정도의 크기로 매우 작아지게 되며, 남아 있던 열과 빛을 우주 공간으로 서서히 방출하게 된다.
태양질량의 3배~15배인 별
태양의 질량의 3배에서 15배 정도 되는 별은 질량이 작은 별에서 일어나는 헬륨 섬광과 같은 탄소나 산소의 섬광을 겪게 된다. 이 때 나오는 에너지는 헬륨섬광보다는 훨씬 크기 때문에 별 전체를 파괴시키는 초신성 폭발을 일으키기도 한다.
1단계:주계열성
주계열성 태양
이 단계는 별이 가장 오래 머무르고 가장 안정적인 상태이다. 이 때 별은 중심핵에서 수소가 헬륨으로 바뀌는 수소핵융합반응이 진행 중이며, 많은 양의 열과 빛을 생산하며, 우주 공간으로 내보낸다.
2단계:적색거성 및 초거성
적색거성
이 단계는 별의 중심핵에서 일어나던 수소핵융합반응이 더 이상이 일어나지 않으며, 내부에서 에너지가 생성되지 않아 중심핵이 수축한다. 이 수축하는 중심핵에서 나오는 중력 수축에너지로 인해 중심핵의 외부의 기체들은 반응을 시작하게 되고, 별의 표피부가 점점 팽창하게 된다. 이러한 과정은 내부의 핵이 헬륨이 탄소가 되어서도 반복되어 일어나며, 마지막엔 적색거성보다도 더욱 큰 초거성이 된다.
3단계:초신성
초신성
몇몇 무거운 별들은 순간적으로 핵붕괴가 일어난다. 중심핵 내부에서의 폭발로 인해 별의 핵을 제외한 모든 물질이 날아가 버린다. 이때의 별의 밝기는 하나의 작은 은하와도 비슷한 정도가 된다.
4단계:중성자별
중성자별
초신성폭발에서 남아 있는 별은 아주 밀도가 높고, 작게 수축된다. 이 별은 강한 자기장과 함께 아주 빠른 속도로 회전을 하며 중성자별이란 이름을 갖게 된다.
태양질량의 15배 이상인 별
진화과정을 거치면서 연속적인 핵융합 반응을 통해 마치 양파와 같은 구조를 가지게 된다. 즉 중심 부분에서 먼저 수소가 연소하여 헬륨이 되고 헬륨이 연소하여 탄소 또는 산소가 만들어지는 동안 주위 구각에서는 수소가 타서 헬륨이 된다. 탄소나 산소는 보다 무거운 실리콘 등의 원소로 바뀌고 외부 층의 헬륨은 탄소 등으로 다시 바깥 부분의 수소는 헬륨으로 바뀐다. 이렇게 여러 과정을 거치면서 중심 부분은 철(fe)이 되며 그 바깥 부분에는 실리콘, 그 바깥 부분은 탄소, 그 바깥 부분은 헬륨, 그 바깥 부분은 수소로 이루어지게 된다. 그리고 이를 양파구조라고 한다. 중심에 생성된 철 때문에 더 이상 핵융합 반응이 일어나지 않고, 에너지를 방출하지 않는다. 그리고 철 원자핵은 점차 수축을 하다가 양성자와 중성자가 되는데 이는 엄청난 흡열 반응으로 압력의 공급원으로 사용되어져야할 기체의 열에너지는 이렇게 철의 붕괴에 쓰이게 된다. 따라서 중심부의 철의 격렬한 붕괴로 인해 충격파가 발생되고 이는 초신성 폭발로 이어지게 된다. 그리고 중심 부분에 남은 잔해가 중성자성이나 블랙홀이 되는 것이다. 중성자별과 블랙홀이 나뉘게 되는 경계는 뚜렷하지 않다. 이는 중성자별의 자전속도와 금속의 함유량 등 여러 요인에 의해 달라지기 때문이다. 대략적인 질량의 경계는 초신성 폭발 후 남아있게 되는 별의 질량이 태양의 1.4배 이상이 되어야 중성자별이 되고 대략 3배 이상이 되면 블랙홀이 된다고 한다.
1단계:주계열성
주계열성 태양
이 단계는 별이 가장 오래 머무르고 가장 안정적인 상태이다. 이 때 별은 중심핵에서 수소가 헬륨으로 바뀌는 수소핵융합반응이 진행 중이며, 많은 양의 열과 빛을 생산하며, 우주 공간으로 내보낸다.
2단계:적색거성 및 초거성
적색거성
이 단계는 별의 중심핵에서 일어나던 수소핵융합반응이 더 이상이 일어나지 않으며, 내부에서 에너지가 생성되지 않아 중심핵이 수축한다. 이 수축하는 중심핵에서 나오는 중력 수축에너지로 인해 중심핵의 외부의 기체들은 반응을 시작하게 되고, 별의 표피부가 점점 팽창하게 된다. 이러한 과정은 내부의 핵이 헬륨이 탄소가 되어서도 반복되어 일어나며, 마지막엔 적색거성보다도 더욱 큰 초거성이 된다.
3단계:초신성
초신성
이러한 별들은 순간적으로 핵붕괴가 일어난다. 중심핵 내부에서의 폭발로 인해 별의 핵을 제외한 모든 물질이 날아가 버린다. 이때의 별의 밝기는 하나의 작은 은하와도 비슷한 정도가 된다.
4단계:중성자별
중성자별
초신성폭발에서 남아 있는 별들 중 비교적 가벼운 별들은 아주 밀도가 높고, 작게 수축된다. 이 별은 강한 자기장과 함께 아주 빠른 속도로 회전을 하며 중성자별이란 이름을 갖게 된다.
5단계:블랙홀
블랙홀
중성자별이 된 천체보다 질량이 더욱 큰 별은 한없이 수축하며, 결국 검은구멍(black hole, 블랙홀)이 된다. 이 블랙홀은 밀도가 굉장히 높고, 강한 중력장을 가지고 있으며, 이 강한 중력장으로 인해 빛조차도 빠져 나올 수 없다.
최종수정일

2017년 4월 6일