별의 일대기

별의 일대기

 

1. 별의 탄생
 별은 대부분 수소로 구성된 성간물이 중력 수축을 하여 태어나게 된다. 성간 구름이 점점 빨리 회전 하면서 중심 방향으로 중력 수축을 함에 따라 내부의 온도는 서서히 상승한다. 온도가 1만 도에 이르면 대부분의 수소들은 전리하고, 마침내 중심
온도가 1천만 도에 이르면 핵융합에 의하여 에너지를 내기 시작한다. 즉 별이 빛나기 시작한다. 이리하여 마침내 별 하나가 탄생하는 것이다. 이때 중력 수축한 성간물질의 양이 태양 질량의 1/10보다 작으면 온도는 1천만 도에 도달하지 못한다. 즉
핵융합이 일어나지 못하여 별은 태어나지 못한다. 예를 들어 우리 태양계 행성의 하나인 목성은 수소 가스로 구선된 채 태어나지 못한 별이라고 할 수 있다. 반대로 성간물질의 질량이 태양 질량의 100배가 넘으면 중력 수축이 일어날 때 내부 온도가 너무 높아 여러 조각으로 나뉘어져서 여러 개의 별을 만든다. 이러한 과정이 성단의 탄생으로 이어지는 것이다. 우리가 대부분의 별들의 질량이 태양의 질량의 1/10보다는 크고 100배 보다는 작다고 보는 이유는 바로 이러한 근거에서 비롯된 것이다. 태양 정도의 질량을 가진 원시별은 현재 태양보다 1000배 이상 밝으며, 그 크기도 100배가 넘는다고 한다. 이후 약 1000만년 동안 중력 수축하여 결국 안정된 상태에 이르게 되는데, 태양 같은 별의 수명 약 100억 년에 비하면 거의 순식간에 만들어진다고 해도 그리 틀린 말은 아니다.

 

2. 별의 생장
 탄생 과정을 거친 별의 내부에서 온도가 약 1000만°K에 이르면 바로 수소폭탄의 원리가 되는 수소반응, 즉 4개의 수소 원자핵(양성자)이 헬륨 원자핵으로 융합하는 핵반응(4H -> He)이 진행된다. 헬륨 원자핵은 질량이 상대적으로 크기 때문에 별의 중앙에 차곡차곡 가라앉는다. 헬륨이 축적된 별의 중심에서 온도가 더욱 상승하면 마침 내는 ‘헬륨폭탄’의 원리가 될 반응, 즉 헬륨을 다시 연료로 사용하는(3He->C)와 같은 핵반응이 점화된다. 이런 식으로 해서 C, N, O와 같은 보다 질량이 큰 원소들이 생성된다. 이 과정들은 물론 질량이 큰 별에서만 가능하여, 우리 태양만 해도 헬륨만 만들고는 진화를 마치게 된다. 별의 진화가 계속됨에 따라 중심부는 수축하게 되고 그에 따른 에너지의 생성은 급증하여 별은 팽창한다. 그리하여 대부분의 별은 진화의 막바지에 이르러 적색거성이 된다고 믿어 진다. 우리 태양도 약 50억 년 후에는 마침내 화성 궤도를 삼킬 수 있는 크기로 팽창하게 될 것이다.

 

3. 별의 종말
 압력과 중력이 평형을 이룰 때만이 별들은 안정된 모습을 이룬다. 즉 (중력) = (압력)의 등식이 성립할 때 별은 팽창하거나 수축하지 않지만, (중력) > (압력)일 때는 수축, (중력) < (압력)일 때는 팽창하게 된다. 그러면 예를 들어 압력이 갑자기 증
가하여 중력보다 크게 된 경우 별의 구조가 어떻게 변화하는지 알아보자. 만일 팽창이 멎지 않고 계속된다면 별은 언제 수명이 끝날지 모르는 운명에 처하게 될 것이다. 그러나 팽창은 반드시 언젠가는 멈추게 되어 있다. 왜냐하면 기체압력과 복사압력이 온도에 민감하기 때문이다. 압력이 갑자기 증가하여 별이 팽창을 시작하면 내부의 온도가 떨어지게 되고, 이는 압력을 감소시키는 방향으로 작용한다. 따라서 별은 팽창을 멎고 다시 평형점을 찾는다. 적색거성은 이렇게 다시 평형점을 되찾은 별이다. 반대로 별 내부에서 압력이 갑자기 감소한 경우도 중력수축에 따른 온도상승으로 인하여 다시 압력은 증가하게 된다. 별은 이처럼 일생을 통하여 수축과 팽창을 반복하여 안정된 구조를 유지하게 된다. 주계열성의 중심부에 헬륨이 축적되면 중력 수축이 일어난다. 이 때 대부분 소수로 이루어진 별의 표피는 팽창을 하게 되어 적색거성이 된다. 이러한 별들의 운명은 질량 M에 따라 여러 가지 종말을 맞게 된다.

 

4. 별의 시체

 

1)백색왜성
 진화의 최종 단계에서 M이 태양 질량(M◎)의 약 1.4배보다 작은 별들은 중력의 크기가 작으므로 전자의 축퇴압력에 의해 수축을 멈추고 안정된 구조를 회복하게 된다. 즉 M < M◎인 경우에는 백색왜성이라는 작은 별이 된다. 여기서 한계인 M◎
를 발견자의 이름을 따서 ‘찬드라세카의 한계’라고 부른다. 찬드라세카는 인도 태생의 미국 천문학자로 여러 업적을 토대로 1983년 노벨 물리학상을 받았다. 백색왜성은 마치 서서히 식어가는 모닥불처럼 남은 수소를 핵융합으로 소모해간다. 백색왜성은 가장 흔한 별들의 종말형태로 볼 수 있다. 물론 우리 태양도 백색왜성으로 종말을 맞이할 것으로 보인다. 태양이 백색왜성으로 되면 그 크기는 우리 지구만 하게 줄어들어 성냥갑만한 물질이 10톤의 무게를 지니게 된다.

 

2) 아무것도 남기지 않는 초신성
 질량이 1.4M◎ < M < 8M◎인 별들은 가장 불확실한 종말을 맞이하는 것으로 알려져 있다. 어떤 것들은 질량 분출을 통하여 ‘찬드라세카의 한계’ 밑으로 내려가 백색왜성이 되기도 한다. 이 경우 분출된 질량은 행성상성운을 만든다. 축퇴압력이 중심부를 장악하게 되면 이러한 질량의 별들은 별이 조금만 수축하여도 중심온도 상승에 따른 에너지 폭주로 이어지게 된다. 따라서 별은 폭발하여 초신성이 된다. 이 경우 별이 폭발한 자리에는 아무 것도 남지 않게 된다.

 

3) 중성자별을 남기는 초신성
 질량이 8M◎ < M < 30M◎인 별들의 중심에는 진화 말기에 이르러 거의 중성자로 구성된 높은 밀도를 갖는 핵이 형성된다. 축퇴압력에 의하여 이러한 별이 폭발하게 되면 앞의 경우와는 달리 중성자핵이 중성자별로 남게 된다. 태양 정도의 질량을
갖는 중성자별은 대략 서울특별시만한 크기를 갖게 된다. 중성자별은 엄청난 수축 끝에 탄생하기 때문에 매우 빠르게 자전하고 있다. 이는 피겨 스케이터가 팔다리를 안으로 움크릴수록 더 빨리 돈다는 점을 생각하면 이해 할 수 있다. 중성자별들은 보통 1초에 1회 이상 회전한다. 이렇게 빠른 회전에 의한 엄청난 원심력은 보통의 별이라면 산산이 깨뜨릴 수 있지만 중성자별에게는 별 영향을 주지 못한다. 왜냐하면 중성자별의 평균 밀도는 원자핵과 같아서 1㎤ 부피당 질량이 약 10억 톤에 이르기 때문이다.

 

4) 블랙홀
 질량이 30M◎ < M인 별들은 결국 블랙홀을 만드는 것으로 알려져 있다. 블랙홀은 백색왜성이나 중성자별과는 달리 어떠한 종류의 압력으로 중력과 평형 상태를 유지하며 존재하는 것이 아니기 때문에 질량에는 한계가 없다. 블랙홀의 내부 구조는 의외로 간단하게 되어 있다. 중앙에는 특이점이라고 불리우는 밀도가 무한대인 점이 있고, 다른 곳에서는 물질을 찾아 볼 수가 없다. 왜냐하면 블랙홀로 빨려 들어온 물질은 결국 특이점으로 직행하기 때문이다. 따라서 ‘블랙홀의 표면’이라는 말도 단순히 사건의 지평선을 의미할 뿐이지 거기에 어떤 물리학의 법칙도 성립하지 않는다.