별의 특성과 질량, 탄생과 죽음

 

1. 별의 특성

별의 특성을 알아봅시다. 별은 오랫동안 봐도 색깔이 변하지 않습니다. 즉 별의 표면 온도가 변하지 않는다는 의미입니다. 일정한 기간 색깔과 밝기가 변하지 않는다는 건 별의 반경이 변하지 않는다는 것입니다. 그리고 별이 계속해서 에너지를 잃고 있는데도 불구하고 별 표면의 온도, 색깔, 밝기가 변하지 않는다는 것은 그만큼 별 내부에 에너지가 흐르면서 보충되고 있다는 의미이며, 별 내부에서 에너지가 생성되고 있다는 것입니다.

 

지구에서 제일 가까운 별은 태양입니다. 그리고 두 번째로 가까운 별은 알파 프록시마 센타우리 Alpha Proxima Centaur 라는 별입니다. 가깝다는 거리가 어느 정도 떨어진 거리인지 예를 들어보겠습니다. 만약 태양이 직경 5mm 정도 아스피린만 하였다면, 태양과 알파 센타우리 프록시마 사이의 거리는 140km입니다. 5mm 크기의 별에서 가장 가까운 별이 140km 떨어진 곳의 별이라는 뜻입니다. 우주에서 별들이 가장 많이 모여 있는 곳 중 하나가 우리 태양계가 위치한 곳입니다. 이렇게 많은 별이 다닥다닥 붙어 있는 곳에서조차도 별과 별 사이의 거리가 그만큼 멀다는 뜻입니다. 별은 안정적으로 자체 중력으로 모여 있고 내부에 자체 에너지원이 있어서 별빛을 꾸준히 발하는 그런 상태일 때는 다른 별과 그다지 교류가 없는 것입니다.

'일정한 반경, 에너지 흐름, 에너지 생성 그리고 일정한 질량, 이 4가지를 식으로 만들면 시간에 대한 2차 미분이 포함된 연립방정식이 됩니다. 이를 '별 진화 방정식 세트'라고 부릅니다. 이러한 연립 미분 방정식은 컴퓨터를 사용해서 계산하면, 별이 평생 조금씩 어떻게 변해 가는지를 알 수 있습니다. 은 이러한 계산 결과를 보여줍니다. 그래프의 검은 선 하나하나가 다른 질량을 가진 별입니다. 푸른 선 하나하나가 다양한 질량을 가진 별의 일생 궤적입니다.
이 방정식으로 얻은 별의 진화 경로를 검증하는 것은 간단하지 않습니다. 직접 별 진화 방정식을 풀어서 진화 경로를 구한 다음, 각기 다른 별의 진화 경로에서 특정 나이 지점을 선택합니다. 즉 그 나이에 각각 다른 별들의 표면 밝기와 표면 색깔을 구합니다. 그 각각의 점을 연결하는 것입니다. 그러면 다양한 별이 같은 나이일 때, 밝기와 색깔이 그림에서 어디에 위치하는지 연결할 수 있습니다. 그 선을 '등 연령 곡선 lsochrone', 즉 같은 나이의 곡선이라고 부릅니다. 이 곡선의 온도를 색깔로 바꿔 실제 관측한 별 무리의 색 밝기 그림과 맞아떨어지는지 비교해 보는 것입니다.

2. 별의 탄생과 죽음

별들의 색깔을 보면 별의 표면 온도를 알 수 있는데, 그 온도가 굉장히 높습니다. 가장 온도가 낮은 별의 표면 온도라도 3,000°C가 넘을 것으로 추측되는데, 그 정도 온도에서 액체나 고체로 존재할 수 있는 원소는 없습니다. 심지어 기체도 아니고 기체 그다음 단계인 플라스마 상태로 존재하는 게 틀림없습니다.
그렇다면 이런 기체 덩어리인 별은 어떻게 만들어졌을까요? 우주 공간에 기체가 모여 있다 단단하게 뭉쳐지면 별이 됩니다. 별과 별 사이에는 성운이 있고, 그 구름이 뭉치면 각운동량 보존 때문에 우선 원반이 만들어지고 원반 중심에 물질들이 모여서 스스로 핵융합을 할 수 있게 되면 그 핵융합에 의해서 나오는 빛이 나머지 먼지들은 흐트러뜨리고 그 가운데 새롭게 탄생한 별과 옆에 큰 돌덩이 몇 개를 남긴 행성계가 만들어지는 것으로 이해하고 있습니다. 태양계도 이러한 과정으로 만들어진 것이 틀림없습니다.

 

 

 

별이 탄생하여 별의 중심 부분에서 별을 이루는 구성 원소 중 가장 많은 원소인 수소가 헬륨으로 바뀌는 핵융합 과정을 통해서 빛을 발하는 단계가 주계열 단계입니다. 주계열 별이 많은 이유는 별들이 이 단계에서 가장 오래 머물기 때문입니다. 별 중심의 모든 수소가 헬륨으로 바뀌면 더 이상 빛을 발하지 못하고, 차츰 어떤 변화를 겪으면서 붉은 거성으로 변해갑니다.

헬륨이 융합하면 산소와 탄소가 만들어집니다. 그렇게 헬륨이 다 융합하면 또다시 별의 표면 밝기와 색깔이 변할 테고, 그 위치가 변할 것입니다. 수소가 핵융합하면서 헬륨을 만들면서 빛을 발하는 시기, 헬륨이 융합해 탄소와 산소를 만들면서 빛을 발하는 시기, 또다시 탄소가 핵융합하며 빛을 발하는 시기 등 각 단계의 시기를 거치면 최종적으로 철이 융합될 것입니다. 철이라는 원소의 고유한 특성 때문에 더 이상 핵융합이 가능하지 않습니다.
그렇다고 모든 별이 다 철까지 만들어내는 것은 아닙니다. 어떤 별은 수소 융합으로 헬륨까지 만들고 끝나 버리는 경우도 있고, 탄소와 산소까지는 만들었지만, 탄소 융합이 되지 않고 그대로 끝나는 경우도 있습니다. 이처럼 핵융합을 어느 단계까지 할 수 있느냐는 별의 질량에 따라 결정됩니다. 질량이 큰 별은 모든 단계의 핵융합을 해서 철까지 만들 것이고, 그렇지 않은 별들은 중간 단계쯤에서 멈추게 됩니다. 사실 태양은 탄소와 산소까지는 만들 수 있지만, 탄소의 핵융합은 할 수 없습니다.

 

3. 별의 질량에 따른 반응

질량이 태양 정도 되는 별들은 주계열에서, 별 중심부의 수소를 융합하여 헬륨을 만들어내는 단계가 끝나면 적색거성으로 진화합니다. 적색거성 단계 이후에 헬륨의 융합을 통해 탄소를 만드는 단계를 지난 이후에는 별의 바깥 부분은 흩어져 성운으로 돌아가고, 핵융합이 일어났던 별의 가운데 핵 부분은 더욱 단단히 뭉쳐 백색왜성이 됩니다. 질량이 매우 작은 별은 처음부터 수소 핵융합 자체를 하지 못해 주계열 별이 되지 못하는 경우도 있습니다. 이런 별들을 뭉뚱그려서 갈색왜성이라고 부릅니다. 질량이 큰 별들은 핵융합 단계를 다 거쳐 마지막 철을 만드는 단계까지 가게 됩니다. 철이라는 원소는 융합하는 데도 에너지가 필요하지만 분해하는 데도 에너지가 필요합니다.

따라서 핵융합이 단계별로 이루어져서 별 중심부에 철이 만들어지고 나면, 이번에는 철이 별 중심의 뜨거운 열에너지를 잡아먹으면서 깨지며 분해됩니다. 그 결과 별의 중심 부분의 온도가 낮아져 급격한 압력의 감소가 급격한 수축으로 이어집니다. 중심부의 급격한 수축과 더불어 별 바깥 부분은 급격하게 팽창하게 됩니다. 이것을 우리는 초신성이라고 부릅니다. 

 

다음 시간에는 초신성 폭발에 대해 알아보겠습니다!