스크랩 별의 일생 - 별의 탄생에서 죽음까지

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항성은 우리가 흔히 알고 있는 별의 또 다른 이름이다. 별은 영원에 비유되기도 하며, 항상 밤하늘에 존재한다. 하지만 이런 영원의 상징인 별에게도 탄생과 죽음이 있다. 단지 우리는 그 변화를 느끼지 못하는 것일 뿐이다. 그 이유는 우리가 평생을 지내는 시간이 별이 평생을 지내는 시간에 비하면 극히 작은 시간이기 때문이다. 인간의 평균 수명이 대략 100년인 것에 비하여, 평범한 별인 태양의 수명은 대략 100억년이다. 이는 인간이 수십 세대에 걸쳐 태양을 관측한다 하더라도 태양의 삶의 수천만 분의 1에 해당하는 모습만 볼 수 있는 것이다. 마치 하루살이가 하루를 살며 인간의 모습을 관측하는 셈이다.

우리는 가끔 뉴스나 신문 등을 통해 별이 폭발했다는 소식을 듣는다. 이렇게 폭발하는 별을 '신성' 또는 '초신성'이라고 부르는데 이것은 별이 죽음에 이르는 순간을 말한다. 또한 별이 태어나고 있는 또는 막 태어난 영역을 발견했다는 소식도 가끔 들을 수 있다. 별들이 태어나 어떤 삶을 살고, 마지막 순간에는 어떤 현상을 보이는지에 대해서 알아보자.

백조자리의 ‘Sh 2-106’이라는 별 탄생 영역의 사진. <출처: NASA 등>

별은 어떻게 태어나나?

별의 탄생 메커니즘은 우주공간에 존재하는 성간 물질(Interstellar Medium, ISM)과 관련이 깊다. 이 성간 물질은 우주공간에 존재하는 기체와 먼지들을 뜻하며, 이것들로부터 별이 탄생한다고 알려져 있다. 그러나 성간 물질이 있는 모든 곳에서 별이 탄생하는 것은 아니다. 별은 성간 물질의 밀도가 높고, 온도가 상대적으로 낮은 곳에서 태어난다고 알려져 있다. 성간 물질의 밀도가 높고 온도가 낮은 영역에서는 물질들의 운동에너지가 적어 비교적 쉽게 성간운이 수축하며, 이 수축으로 인해 중력적으로 더 낮은 에너지 상태를 갖게 된다. 중심의 수축부분이 일정 밀도에 이르면 압력이 증가하고 정역학적 평형(중력과 압력에 의한 힘이 평형을 이루는 상태)이 이루어진다. 이러한 중심지역에 형성된 천체를 원시별이라 부른다.

 성간운이 수축하는 과정이 계속 진행될수록 중심 온도가 높아지게 된다. 그리고 수축 초기에는 대부분의 성간운이 수소분자(H₂)로 이루어져있으나, 중심온도가 약 1800K까지 올라가게 되면 수소분자가 해리되어 수소원자가 된다. 이 해리되는 과정은 흡열과정이며, 압력에 기여해야할 에너지들이 해리 과정에서 소모되면, 정역학적 평형을 이룰 수 없게 된다. 따라서 원시별의 중심은 다시 수축을 시작하고 주변의 물질들은 계속해서 유입된다. 원시별의 내부 온도가 충분히 높아지면 중심핵에서 핵융합반응이 시작되고, 여기서 나오는 에너지로 압력에 의한 힘이 중력과 평형을 이루게 된다. 이제 별은 안정된 주계열(main sequence)별이 된다.

오리온자리의 트라페지움(Trapezium) 성단의 가시광선(좌) 및 적외선 사진(우).
큰 별 주위에 가스와 먼지로 둘러싸인 희미한 별들이 있는 것을 발견할 수 있는데, 적외선 사진으로 보면 훨씬 분명하다.
새로 태어난 별, 원시행성계원반을 지니고 있는 별, 갈색왜성 등이 다수 발견되었다. <출처: NASA 등>

별의 진화 단계

1.원시성 단계
항성 형성 과정은 분자 구름 내부 중력이 불안정해지면서 시작된다. 일단 분자구름 안의 어떤 영역이 밀도가 충분히 높아져 자기 스스로의 중력 때문에 붕괴하기 시작한다. 분자 구름이 붕괴하면, 그 중심의 밀도 높은 먼지 및 가스 덩어리들이 구의 형태로 뭉쳐진다. 구상체가 스스로의 중력 때문에 수축하면서 밀도가 높아질수록, 중력 에너지는 열로 바뀌어 온도가 상승한다. 그리고 이 구의 형태로 뭉쳐진 구름이 안정적인 정역학적 평형 상태에 이르면, 이를 원시별이라 부른다. 정역학적 평형 상태에 도달한 별을 원시성이라 한다. 원시별의 주변에는 고밀도의 가스와 먼지로 둘러싸여 있어서 가시광의 관측이 힘들고, 적외선관측과 분광기를 이용한 관측으로 원시별을 연구하고 있다.

2.전주계열단계
전주계열이란 별이 주계열 단계에 들어가기 전의 단계를 말한다. 즉 분자구름이 중력붕괴를 시작한 부분에서 원시별 내부의 수소가 융합을 막 시작되는 단계 사이에 속하는 별을 전주계열성이라 한다. 분자구름 중심부에 형성된 원시별은 주변의 물질이 원시별 표면에 떨어져 그 질량이 서서히 증가하고 온도와 밀도도 증가하게 된다. 이렇게 증가하는 원시별의 내부 온도는 바깥쪽으로 대류에 의해 전달되고, 원시별은 서서히 밝아지기 시작한다. 원시성의 중심의 에너지가 바깥쪽으로 빠져 나감에 따라 수축을 계속하며, 중심 온도는 계속적으로 증가하게 된다. 중심부의 온도가 일정수준까지 올라가게 되면 중심에서 핵융합 반응이 일어나게 되는데, 이 반응에서 나오는 에너지로 중력과 압력에 의한 힘은 평형상태를 이루고 별은 안정된 주계열 단계로 가게 된다.

주계열 단계의 별들. 질량이 크면 크기도 커지고 색 온도가 높아져 파란색이 된다.
질량이 큰 별일수록 수명이 짧다. <출처: (cc) Kieff at wikipedia>

3.주계열단계
주계열단계란 별의 중심부에서 수소의 핵융합 반응이 일어나는 전체적인 진화단계를 말하며, 별의 일생 중 가장 긴 시간을 차지한다. 보통 평범한 별들은 그 일생의 대부분을 중심부에서 수소를 헬륨으로 전환시키며 보낸다. 이처럼 핵융합반응으로 인해 핵에 있는 수소의 양이 줄어들고 헬륨이 늘어나며, 평균원자량은 증가한다. 따라서 별을 지탱할 수 있는 충분한 압력을 가지기위해 중심핵이 조금씩 수축하며, 밀도가 증가하고 온도가 증가한다. 그리고 별의 내부 온도가 상승함에 따라 별은 조금씩 커지며, 표면에 이르는 에너지는 커져서 별의 광도가 조금씩 증가한다. 실제로 우리에게 가장 가까운 별인 태양 또한 이러한 주계열 단계에 있으며, 전주계열을 지난 이후 꾸준히 광도와 반지름, 온도가 증가해 왔다고 알려져 있다.

4.후주계열단계
후주계열단계란 별 내부의 핵융합반응이 끝난 시점을 시작으로 마지막 진화단계를 말한다. 평범한 별(태양과 비슷한 질량을 가진 별)은 중심부에서의 수소 연소가 끝나고 더 이상 에너지를 낼 수 없어 핵은 수축해져 간다. 수축하는 핵에 의해 에너지가 발생하고 이 에너지는 핵의 바깥부분 수소층을 가열시켜 핵융합반응을 일으킨다. 따라서 별의 외부층은 팽창하고 광도가 증가한다. 이러한 별의 마지막 단계는 별의 초기질량에 따라 다양하게 나타난다. 태양에 비해 가벼운 별들은 헬륨의 핵이 반응을 할 수 있을 정도의 온도를 갖지 못하여 더 이상 진화를 못하고, 핵만 남겨지게 된다. 태양과 비슷한 질량의 별들은 헬륨의 핵이 반응을 시작하고, 탄소로 이루어진 핵이 남겨질 때까지 진화를 하게 된다. 그리고 태양보다 훨씬 큰 질량을 갖는 별들은 초신성 폭발을 하며 중성자별을 남기거나 블랙홀이 되기도 한다.

태양이 주계열 단계를 벋어나 적색거성이 되면 크게 부풀어 오르게 된다.
주계열 단계와 적석거성 단계의 크기를 비교한 그림. <출처: (cc) Mysid at wikipedia>

별의 질량

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.

유명한 행성상성운인 나선성운(NGC7293). 작은 별의 죽음의 모습이다.

초신성 1987A의 흔적. 거대한 별이 맞이한 죽음이다.

별의 죽음

질량이 태양에 비해 약 1/12배 보다 작은 천체는 잠깐 동안 에너지를 생성하지만 수소를 헬륨으로 전환시켜 줄만큼의 내부온도를 가질 수 없어 별이 되지 못한다. 이러한 천체를 갈색왜성이라고 한다. 갈색왜성보다 큰 천체는 ‘별’이 된다. 태양 질량의 3배 이하인 별들은 대체로 주계열성, 적색거성의 단계를 거쳐 행성상성운을 만들고 백색왜성이 되어 식어간다. 그러나 만약 백색왜성 주변에 동반성이 있다면 백색왜성이 동반성의 물질을 빨아들여 초신성 폭발을 할 수도 있다.

태양의 질량의 3배에서 15배 정도 되는 별은 주계열성 단계를 거쳐 적색거성 혹은 이보다 더 큰 초거성이 되며, 이후 초신성 폭발 후 중성자별이 된다. 태양 질량의 15배가 넘는 별의 종말은 중성자별 혹은 블랙홀이다. 중성자별이나 블랙홀이 되는 과정에서 초신성 폭발이 일어날 수도 있고 보통 초신성 폭발보다 훨씬 큰 극초신성폭발이 생길 수도 있을 것으로 보인다. 또한 초신성 폭발이 없이 바로 블랙홀이 될 경우도 있을 것으로 보인다.  거대한 별의 종말은 앞으로 많은 연구가 필요한 부분이다.

태양의 일생을 나타낸 그림. 현재 태양은 태어난 지 약 46억년이 되었으며
앞으로 50~70억년 후에는 적색거성으로 부풀어 오른 후 행성상성운을 거쳐 백색왜성으로 조용히 수명을 다할 것으로 예측된다.
<출처: (cc) Tablizer & Ksiom at Wikipedia.org>