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별이 쓰는 자서전 『탄생부터 죽음까지』

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우주에 존재하는 물질의 ¾은 수소이고 ¼은 헬륨입니다. 나머지 원소는 아주 미미하지요. 마찬가지로 별도 수소와 헬륨으로 만들어집니다. 그럼에도 어떤 별은 붉은색을 띠고 다른 별은 푸른색을 띱니다. 또 어떤 별은 백색왜성으로 생을 마감하고 또 다른 별은 블랙홀이 되기도 하지요. 밤하늘의 별마다 이렇게 다른 일생을 가지는 이유는 무엇일까요?

 

 

 

 

 

태어날 때의 질량이 일생을 좌우한다.

 

별의 일생을 정하는 가장 중요한 조건은 최초 질량입니다. 처음 태어날 때 얼마나 많은 질량을 가지고 태어나는가에 따라 생이 정해지는 것이지요. 무거우면 무거울수록 별의 수명은 짧지만 화려한 일생을 보냅니다. 반대로 처음에 가볍게 태어나면 수명은 길지만 마지막까지 큰 임팩트를 주지는 못하지요.

 

별은 중심에서 핵융합을 통해 에너지를 만들고 그 에너지로 우주를 밝힙니다. 이때 핵융합에 영향을 주는 것은 두 가지, 온도와 밀도입니다. 온도와 밀도가 높으면 높을수록 핵융합을 하기 쉽고, 또 핵융합 반응의 속도도 빠릅니다.

 

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질량이 매우 큰 태양의 중심에서는 매초 5천 톤의 수소의 핵융합 반응이 일어나고 있다.

@Public Domain (Wikimedia) 

 

그러면 온도와 밀도는 무엇이 정할까요? 바로 별의 질량입니다. 질량이 커서 무거운 별은 그만큼 중력도 큽니다. 중력이 크면 클수록 핵으로 뭉치는 힘이 커지지요. 따라서 별의 중심은 밀도가 아주 높아집니다. 이렇게 밀도가 높아지면 중심핵에 있는 입자들끼리 충돌하는 횟수도 많아집니다. 충돌횟수가 높아지면 높아질수록 온도도 높아지지요. 그래서 질량이 크면 클수록 밀도와 온도가 다 같이 높아집니다.

 

 

 

 

 

점차 사라져가는 별, 갈색왜성

 

목성은 구성 원소의 종류와 구성비가 태양과 비슷하지만 질량이 워낙 작아 핵융합을 하지 못해 별이 되지 못했습니다. 우주에는 목성보다는 무겁지만 태양보다는 훨씬 가벼운 천체들이 굉장히 많습니다. 이들 중 목성보다 13배 이상 태양보다 0.8배 이하의 질량을 가진 별들을 갈색왜성(brown dwarf)이라 합니다.

 

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목성보다 무겁지만 태양보다는 가벼운 별을 갈색왜성이라고 한다.
by Planetkid32, CC BY-SA 4.0 (Wikimedia)

 

별을 구성하는 대부분의 원소인 수소에는 세 종류가 있습니다 : 원자핵에 양성자 하나만 있는 수소, 중성자가 하나 더 있는 중수소, 그리고 중성자가 총 두 개 있는 삼중수소. 갈색왜성은 중심부의 밀도와 압력이 작아서 중수소로 핵융합을 할 수 있지만 수소로는 핵융합을 할 수 없습니다. 하지만 중수소는 워낙 그 양이 작아서 별이 만들어지는 초기 아주 잠깐의 핵융합 과정에서 다 소모되어 버리지요. 그래서 이런 별들은 처음에 잠깐 불탔다가 이내 꺼져버립니다. 그 뒤로는 점점 온도가 내려가 지구에서 보면 거의 보이질 않게 되지요. 이런 별들을 갈색왜성이라 합니다.

 

 

 

 

 

 

태양은 핵융합을 통해 헬륨과 탄소를 만든다.

 

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태양과 비슷한 별의 일생을 묘사한 그림. 왼쪽 하단에서 탄생하여 단계를 거치며 점점 거대해지고 확장된다.
by ESO, CC BY 4.0 (Wikimedia)

 

태양 정도의 질량을 가진 별들은 본격적으로 수소를 이용한 핵융합이 가능합니다. 이때 연료인 수소는 별 자체에 가득하니 아주 오래 탈 수 있지요. 별마다 질량에 따라 수명이 조금씩 차이가 있는데 태양의 경우 대략 123억 년 정도 됩니다. 태양계가 생긴 지 약 45억 년 정도 되니 그 중 ⅓이 조금 더 지났지요. 물론 123억 년 동안 계속 수소를 태우는 건 아닙니다. 수소를 재료로 핵융합을 하면 그 결과로 헬륨이 만들어지기 때문에 시간이 지나면 헬륨은 늘어나고 수소는 줄어들지요. 그런데 헬륨의 핵융합 조건은 수소보다 더 까다롭습니다. 그래서 수소가 탈 정도의 온도와 밀도에서는 헬륨의 핵융합은 일어나지 않습니다.
 
태양의 중심에 수소가 줄어들고 헬륨이 늘어나면 점차 핵융합의 속도가 줄어듭니다. 자연스레 중심부의 온도 역시 내려가고 크기는 중력에 의해 줄어듭니다. 그렇게 중력에 의해 수축이 일어나게 되면 다시 중심부의 밀도가 높아지고 드디어 헬륨의 핵융합 조건이 충족됩니다. 헬륨이 핵융합을 통해 탄소 등의 원소가 되면서 다시 온도가 올라가지요. 그러나 헬륨이 핵융합해서 만드는 탄소 등이 서로 핵융합하려면 더 높은 온도와 밀도가 요구되는데 태양 정도의 질량으로는 그 조건을 맞출 수가 없습니다. 결국, 태양의 중심부에서 헬륨이 점점 감소하면서 차츰 핵융합 반응도 줄어듭니다.

 

 

 

 

 

 

크기가 점점 커져 적색거성이 되다.

 

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적색거성과 그 주변을 돌고 있는 갈색왜성의 상상도
@Public Domain (Wikimedia)

 

헬륨이 핵융합하는 동안 더 뜨거워진 태양은 중심핵의 바깥쪽이 거대하게 부풀어 오릅니다. 이 단계의 별을 적색거성이라 하지요. 태양은 아주 거대하게 부풀어 올라 지구를 삼키게 될 것입니다. 적색거성 다음은 행성상 성운의 단계가 됩니다. 이제 헬륨을 다 소진한 핵은 더 이상 핵융합이 불가능하며 온도가 내려가면서 점점 더 작게 수축하게 됩니다.

 

핵을 중심으로 한 별의 안쪽은 하얗게 빛나는 작은 별이 되는데, 이를 백색왜성이라 부릅니다. 반대로 지구 근처까지 퍼져 나온 적색거성의 바깥쪽은 그대로 남아 성운이 됩니다. 중심의 백색왜성과 바깥의 성운으로 구성된 이 모습을 행성상 성운이라고 합니다. 그리고도 한참 지나면 이제 중심부의 백색왜성은 차츰 온도가 내려가 더 이상 빛을 낼 수 없게 되고 이를 흑색왜성이라고 합니다. 중심의 별이 더 이상 빛나지 않게 되면 이제 태양계 전체는 조용히 자신의 삶을 마감하게 되지요. 하지만 흑색왜성이 될 때까지의 시간이 워낙 길어 아직까지는 흑색왜성이 된 별을 관측할 수 없습니다.

 

 

 

 

 

 

초신성 폭발, 그리고 중성자별

 

태양보다 질량이 3~15배 정도 더 큰 별은 일생이 더 짧습니다. 핵융합이 훨씬 격렬하게 진행되어 수소가 더 빨리 타기 때문이죠. 이 별들은 중심핵 내부의 수소가 다 탈 때 쯤 초거성(supergiant)이 됩니다. 초거성은 워낙 밝아 푸른색으로 보이기 때문에 청색 초거성이라 불리기도 하지요. 수소가 모두 타고나면 초거성은 태양과 마찬가지로 헬륨을 원료로 핵융합을 하여 탄소를 만듭니다. 그리고 헬륨이 다 타버리면 탄소를 연료로 다시 핵융합을 시작합니다. 이 시기에 별의 질량은 워낙 크기 때문에 탄소의 핵융합이 가능할 만큼 더 큰 압력이 별의 중심에 작용할 수 있습니다. 이런 별들에선 탄소가 핵융합의 여러 경로를 거쳐 최종단계인 철이 되지요.

 

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NGC 4526 은하에서 발생한 SN 1994D 초신성. 왼쪽 아래에 빛나는 작은 점이 초신성이다.
by NASA, CC BY 3.0 (Wikimedia)

 

철보다 더 무거운 원소들은 이런 핵융합으로 만들어지지 않습니다. 철부터는 핵융합에 들어가는 에너지가 핵융합 과정에서 나오는 에너지보다 더 커서 연쇄 반응이 일어나지 않기 때문이지요. 중심핵이 대부분 철로 채워지는 단계가 되어 더 이상 핵융합이 일어나지 않으면 별이 중력에 의해 움츠러들면서 양성자가 전자를 포획하여 중성자가 됩니다. 즉, 철 원자를 구성하던 양성자가 모두 중성자로 변해버리면서 더욱 움츠러드는 것이지요. 이 과정에서 핵과 핵으로 몰려드는 별의 외부층이 충돌하면서 별 전체가 폭발하는데 이 때 엄청난 에너지를 빛으로 내보냅니다. 이렇게 새로운 태어난 별처럼 아주 밝게 빛나는 것을 초신성(supernova)이라고 하지요. 초신성폭발이 끝나고 나면 남은 중성자들이 모여 중성자별이 됩니다. 중성자별은 어마어마한 밀도를 자랑하는데 질량은 태양의 두 배쯤 되는데 반지름은 불과 12~13km밖에 되질 않습니다. 핸드폰 반도 채 되지 않는 크기의 무게가 약 5조 톤 정도 되는 거지요.

 

 

 

 

 

 

 

별의 마지막 : 블랙홀이 되거나, 사라지거나

 

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처녀자리 A 은하 중앙의 블랙홀 사진으로, 최초로 직접 촬영된 사례이다.
by Event Horizon Telescope, CC BY 4.0 (Wikimedia)



별의 질량이 태양의 15배 이상이 되면 중성자별 단계에서 중력붕괴를 일으켜 결국 블랙홀이 됩니다. 대부분 은하의 중심에는 아주 큰 초거대 블랙홀이 존재하는데, 우리은하의 경우 궁수자리 A가 태양의 4백만 배가 넘는 초대질량 블랙홀입니다. 하지만 백색왜성이나 중성자별이 블랙홀이 되는 것은 굉장히 드문 일이지요. 대부분의 별들은 폭발 등을 통해 다시 성간물질이 됩니다.

 

이처럼 우주의 성간물질이 모여 탄생한 별은 빛을 내며 타다가 다시 성간물질로 되돌아갑니다. 이는 마치 지구상의 생물이 지상의 흙에서 시작해서 다시 흙으로 돌아가는 것과 비슷하지요. 그리고 지금 이 순간에도 먼 우주에서 어떤 별은 탄생하고 또 다른 별은 사라지며 별의 일생은 흘러가고 있습니다.

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