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별의 탄생과 진화
2017-02-28
별1
육안으로도 쉽게 관찰할 수 있는 밤하늘에 반짝이는 별, 사람들은 별을 영원에 비유하곤 하지만 별에게도 태어남이 있고 죽음이 있습니다. 사람의 인생도 제각각 틀리듯, 별의 인생도 별이 태어난 환경이나 조건에 따라 틀린데요. 이번 시간에는 별의 일생에 대해 알아보겠습니다.
먼저 원시별의 탄생에 대해 알아볼 텐데요. 우리가 알고 있듯이 우주의 별과 별사이에는 성간물질이라고 불리는 수많은 먼지와 기체 등으로 이루어져 있습니다. 원시별은 이러한 성간물질에서 시작됩니다.
밀도가 높은 수소 분자 구름이 있는 곳, 성간물질이 많은 곳이 바로 별의 탄생지가 될 수 있는 성간분자운이 되는데요. 그러나 성간물질만 밀집 되어있다고 원시별이 바로 탄생되는 것은 아니겠죠? 계속해서 나오겠지만 별의 탄생, 일생은 중력에의한 수축하려는 힘과 가스압에 의한 팽창하려는 힘의 끊임없는 싸움이라고 할 수 있는데요. 그렇다면 별에게 있어 중력과 압력은 무슨 관계일까요?
-인터뷰-
성간물질은 우주에 균일하게 분포되어 있지 않기 때문에 밀도가 더 큰 구름은 주위에 더 많은 물질들을 끌어당겨 중심핵을 형성하게 됩니다. 이 구름의 중심핵이 자체중력에 의해 수축함에 따라 원시별이 빛을 발할 때 까지 밀도와 중심온도가 증가하는데요. 이 단계에서 원시별은 핵반응이 아닌 중력수축으로 에너지를 방출하는 것이죠. 이 수축에 의해 중심온도와 밀도가 증가하면서 비로소 원시별로 자리를 잡게 됩니다.
사실 별의 탄생비밀은 그야말로 비밀, 신비에 쌓여있습니다. 원시별 주변의 분자 구름 때문에 관측이 힘들기 때문입니다.
-인터뷰-
원시별의 탄생 비밀에 대해 알아봤으니, 이제부터는 실질적으로 어떻게 별이 탄생되어지는지 알아 볼 차례입니다. 여기 엄청난 가스와 먼지로 이뤄져 있는 별들의 요람, 독수리 성운이 보이나요? 그렇다면 독수리성운 같은 이런 성운은 어떤 방법으로 별을 탄생시킬까요?
-인터뷰-
성간운에서의 밀도의 불균질한 분포는 이러한 수축이 일어나면서 군데군데 밀도가 높은 개별적 지역에서 수축에 필요한 최소질량이 더 작아져 수축이 쉬워지고 결과적으로 별이 무리 지어 생성된다는 것입니다.
이런 성운에서 만들어 진 별들은 어떻게 일생을 살아갈까요? 이것을 알기 위해 우리는 HR도를 살펴볼 필요가 있습니다. HR도는 별의 등급과 온도에 따라 별들의 위치를 표시한 것인데요. 여기의 주계열 부분은 별이 생애의 대부분을 보내는 곳으로 사람으로 비유하면 청 장년기라 할 수 있죠. 보이는 것처럼 원시별은 질량에 따라 HR도의 주계열에 놓이게 되는 위치가 다릅니다. 질량이 높을수록 왼쪽 상단에, 낮을 수 록 오른쪽 하단에 놓이게 되는 것입니다. 그렇다면 태양은 HR도의 어디쯤 위치할까요? 태양은 현재 중간보다 조금 밑에 위치하게 됩니다.
별들은 질량에 따라 주계열의 다른 위치에 놓이게 되지만 별들이 주계열에 올라가기 위해서는 별 내부에서 수소핵융합 반응을 통해 평행을 이뤄야 가능한데요. 기체덩어리에서 수소 핵융합 단계를 걸쳐 주계열에 도착한 별은 100만년에서 2천억 년 동안 주계열에 있게 된다고 합니다.
이렇게 주계열에서의 시간이 차이가 나는 이유는 별의 질량과 밀접한 관계가 있는데, 왜냐면, 무거운 별은 빠르게 반응을 하여 짧은 수명을 가지게 되고 가벼운 별일수록 핵에서의 반응이 느리게 일어나 긴 수명을 가지게 되기 때문입니다. 질량에 따른 각각의 진화 과정은 다음 장에서 배우기로 하고, 이 시간에는 태양과 비슷한 질량을 가진 별들의 진화에 대해 알아보겠습니다.
핵융합반응을 통해 평행 상태를 유지하고 안정된 상태가 된 별은 일생의 대부 분의 시간을 이 주계열에서 보내게 됩니다.
이렇게 안정한 상태로 주계열에 머무는 것은 앞에 언급했다시피 중력과 압력에 의한 힘이 평행을 이루기 때문인데요. 하지만 오랜 시간이 지난 후 수소핵융합을 끝내고 별은 주계열을 떠나게 됩니다. 이때 더 이상 내부에서 만들어지는 에너지가 없어서 중력이 우세하게 되는데요.
우세한 중력으로 중심핵이 수축함에 따라 안으로 떨어지는 물질의 에너지는 열로 바뀌게 됩니다. 이 열은 핵의 바깥 부분의 수소에게 전달하게 되고, 수소는 융합반응을 할 수 있을 만큼의 열을 갖게 되는 것 이죠. 이 과정을 통해 주계열을 떠난 별은 거성이 되는데요. 거성이 되는 과정을 좀 더 자세히 알아볼까요?
핵의 바깥 부분에 있던 수소가 핵융합을 하면 그 열은 바깥 부분으로 전달이 되고 이는 더 바깥층을 가열시켜 팽창하게 만들겠죠. 이런 반복적인 과정을 통해 핵 바깥의 수소핵융합은 더욱 활발해지고, 별은 거대해 지며 별의 광도는 증가하게 됩니다. 별의 바깥 부분은 중력, 압력에 의한 힘 두 힘이 평행을 이룰 때 까지 팽창해 결국 거성이 되는데요. 바깥층의 팽창은 별의 표면의 온도를 떨어드리고 별이 차가워지면서 전체적으로 붉은 색을 띄게 됩니다. 이제 별은 붉은 거성 즉 적색거성이 된 것 이죠.
하지만 별은 적색거성에서 멈추지 않습니다. 외부가 팽창하며 적색거성이 되는 순간까지도 중심핵은 계속해서 수축하였고, 온도가 1억 도가 되면 헬륨 섬광이라는 빠른 융합의 폭발로 점화 되어 헬륨이 반응을 시작하는 것이죠.
이때 헬륨이 세 개가 모여 하나의 탄소가 되는 헬륨핵융합반응(삼중알파과정)으로 인해 별은 다시 안정을 찾게 되고, 중심핵에서는 계속해서 탄소를 만들게 됩니다. 만들어진 탄소는 헬륨과 결합해 산소를 만들기도 하죠.
그러나 온도가 1억 도가 된 중심핵은 이 안정된 기간을 오래 유지할 수 없습니다.
워낙 빠른 속도로 헬륨 연료를 융합하기 때문에 중심핵의 헬륨이 빠르게 고갈이 되기 때문인데요. 적색거성처럼 별이 커지면 탄소와 산소로 이루어진 중심핵은 더 이상 반응을 하지 않습니다. 태양보다 거대한 질량의 별은 계속 진화를 거듭하지만 태양과 비슷한 평범한 별은 이제 마지막으로 가게 되는 것 이죠.
적색거성은 생을 다하기 전 마지막으로 밝은 빛을 냅니다. 별 내부에서 에너지를 만들어 내지 못해 다시 한 번 중력이 주도권을 잡게 되면서 일어나는 현상인데요. 중심핵이 계속해서 수축해져가고 바로 바깥부분의 헬륨 층은 또다시 반응을 시작해 에너지를 만들어내게 되는 것이죠. 또다시 수소 층이 반응을 시작해 별은 다시 거성만큼 커지게 되는 것 입니다. 이 단계에서 별은 처음 적색거성이 되었을 때 보다 아주 약간 밝아지지만 이것은 아주 짧은 마지막 순간이라 보면 됩니다.
결국 중심핵은 반응 없이 계속해서 수축해 가고 외부에서의 반응들도 머지않아 끝나게 됩니다. 바깥쪽 부분은 팽창하며 식어가고 결국 우주 공간으로 물질들을 내보내게 되는 것이죠.
수축해가는 중심핵은 탄소가 융합할 수 있을 만큼의 온도를 가지지 못하는 대신 마지막 평형 상태에 이를 수 있는 충분한 밀도가 될 때까지 계속해서 수축하게 됩니다. 결국에 별은 어마어마한 밀도를 가지게 되는 백색 왜성이 되어 생을 마감하게 되는 것이죠. 무게를 굳이 비교하자면 찻숟가락 하나정도의 백색왜성 물질은 한 트럭 가득실린 쓰레기보다 무겁습니다.
백색왜성은 생을 마감하면서 아름다운 성운을 남기는데요. 중심핵이 백색왜성이 되는 기간 동안 팽창하는 껍데기를 벗겨내며 그 안쪽 지역은 계속해서 반응을 해서 밝게 빛을 내기 때문입니다. 이런 빛나는 껍데기가 바로 하늘에서 가장 멋있는 천체 중 하나인 행성상 성운입니다.
이렇게 태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 행성상 성운과 백색왜성을 남기고 생을 마감하게 됩니다. 그렇다면 태양보다 질량이 작거나 큰 별들은 어떤 형태로 생을 마감할까요?
-인터뷰-
별의 질량이 태양의 15배가 넘어가는 별들은 지속적인 핵융합반응으로 인해 탄소의 핵이 산소로 그리고 규소, 철의 순서로 변하게 되고 마지막에 남은 철의 핵주위에는 규소, 산소, 탄소, 헬륨, 수소의 순서로 껍질형태로 이루어져 있게 됩니다. 이 껍질에서는 핵융합반응이 이루어지나 철 핵은 반응이 멈추어 에너지를 발산하지 않는 형태의 매우 불안전한 구조를 하고 있습니다.
이 불안전한 구조는 곧 별의 붕괴를 초래하게 되고 초신성 폭발이 일어나게 되고, 중심핵은 중성자별, 혹은 블랙홀이 됩니다.
이렇게 별들은 각각 다른 형태와 빛으로 자신의 흔적을 남기게 되었고 우리는 이를 연구함으로써 우리의 미래또한 예측할 수 있게 되었습니다. 그럼 우리는 어떻게 별의 진화과정과 질량에 따라 진화에 걸리는 시간을 알 수 있었을까요?
보통 별은 우리가 그 구조 변화의 모습을 관측할 수 있을 만큼 빨리 주계열 수명을 마치거나 붉은 거성으로 진화 하지 않는데요. 그래서 보통 이론적 계산을 바탕으로 하지만 다행히도 우주는 우리에게 계산을 검증할 수 있는 방법을 제공해 주었습니다.
우주가 일러준 방법은 바로 성단입니다. 예를 들어 몇 개의 별의 무리가 중력에 의해 유지가 되고 공간상으로 가까이 있다면, 우리는 별의 모습을 어떻게 예측할 수 있을까요? 아마도 이 별들은 거의 같은 시기에 같은 구름으로부터 같은 성분을 가지고 만들어졌다고 가정 할 수 있을 것입니다. 이 별들은 질량과 이에 따르는 각 생애의 진화 단계를 지나가는 시간만 다르다고 기대할 수 있는 것 이죠.
이제는 산개성단과 구성성단으로 별의 모습을 예측해보겠습니다. 산개성단의 경우 별들의 나이가 대체적으로 젊어 그림과 같이 아직 주계열에 오르지 못한 별들의 모습이 보이고, 질량이 많은 별들도 주계열에 올라있는 모습을 볼 수 있습니다.
구상성단의 경우 구성원의 질량이 다양하고 오래된 성단이기 때문에 질량에 따른 진화의 모습을 그림과 같이 확실하게 알 수 있는데요. 진화를 빨리하여 거성의 단계에 들어가 있는 별들의 모습과, 이제 막 주계열을 떠나는 별들과 아직도 주계열에 남아있는 별들의 모습을 함께 볼 수 있습니다.
이렇듯, 우주의 성단을 통해 우리는 별의 진화 과정에 대해 알 수 있게 되었고, 질량에 따라 진화 속도도 달라진다는 것을 알게 되었습니다. 하지만 우주는 여전히 많은 물음을 우리에게 던져주고 있고, 우리는 과학으로서 그 물음에 더 정확하게 대답하기 위해 많은 노력을 하고 있죠.
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