(화면 자막)

본 동영상은 행정안전부와 한국정보화진흥원의 지식정보자원관리사업으로 제작되었습니다. 

별의 탄생과 진화 

육안으로도 쉽게 관찰할 수 있는 밤하늘에 반짝이는 별, 사람들은 별을 영원에 비유하곤 하지만 별에게 도 태어남이 있고 죽음이 있습니다. 사람의 인생도 제각각 다르듯 별의 인생도 별이 태어난 환경이나 조건에 따라 다릅니다. 이번 시간에는 별의 일상에 대해 알아보겠습니다.

 1. 별의 탄생 

먼저 원시별의 탄생에 대해 알아볼텐데요. 우리가 알고 있듯이 우주의 별과 별 사이에는 성간물질이라고 불리는 수 많은 먼지와 기체 등으로 이루어져 있습니다. 원시 별은 이러한 성간 물질에서 시작됩니다. 밀도가 높은 수소 분자 구름이 있는 곳 성간 물질이 많은 곳이 바로 별에 탄생지가 될 수 있는 성간분자운인데요. 그러나 성간 물질만 밀집되어 있다고 원시 별이 바로 탄생되는 것은 아니겠죠? 계속해서 나오겠지만 별의 탄생 일생은 중력에 의한 수축 하려는 힘과 가스압에 의한 팽창하려는 힘의 끊임없는 싸움 이라고 할 수 있습니다. 그렇다면 별에게 있어 중력과 압력은 무슨 관계일까요? 

(인터뷰)

이창원 박사 - 한국천문연구원 

: 성간운에서 별이 생성되고 이 별이 진화해서 죽는 과정을 잘 살펴보면 물질을 뭉치게 하려는 중력과 이 물체를 분산시키려고 하는 가스압의 힘, 가스압의 의한 그 두 가지의 싸움의 과정이라고 볼 수 있습니다. 두 가지의 힘이 평형 관계로 이루고 있지만 결국 별이 만들어지고 이 별이 진화하고 죽어가는 그 과정은 중력의 우세에 의해서 이루어 지게 되있습니다. 성간물질은 우주의 균일하게 분포되어 있지 않기 때문에 밀도가 더 큰 구름은 주위에 더 많은 물질들을 끌어당겨 중심핵을 형성하게 됩니다. 이 구름에 중심핵이 자체 중력에 의해 수축함에 따라 원시 별이 빛을 발할 때까지 밀도와 중심 원 돌아 증가하게 됩니다. 이 단계에서 원시 별은 핵 반응이 아닌 중력 수축으로 에너지를 방출하는 것입니다. 이 수축에 의해 중심 온도와 밀도가 증가 하면서 비로소 원시 별로 자리를 잡게 됩니다. 사실 별의 탄생은 그야말로 비밀, 신비에 싸여 있습니다. 원시 별 주변에 분자 구름 때문에 관측이 힘들기 때문입니다. 

(인터뷰)

이창원 박사 - 한국천문연구원 

: 원시별 관측이 어려운 이유는 원시별은 아주 고밀도의 성간분자운핵에서 태어나기 때문입니다. 이 성간분자운핵에는 수소분자들도 많지만 여기에 아주 작은 알갱이의 먼지 입자들이 존재합니다. 이 먼지 입자들이 막 태어난 원시별의 빛을 차단하기 때문에 우리 육안으로 보기 어렵고 실제 관측하기도 어렵게 만드는 역할을 하게 됩니다. 그렇지만 최근 감도가 뛰어난 적외선 검출기의 개발과 가스의 도플러 운동을 정밀히 측정할 수 있는 분광기의 개발, 더 나아가 지상에서 관찰하기 어려운 파장대의 우주망원경의 등장으로 인해서 원시별의 연구가 활발히 진행되고 있습니다. 원시별의 탄생의 비밀에 대해 알아봤으니 이제부터는 실질적으로 어떻게 별이 탄생 되는지 알아볼 차례입니다. 여기 엄청난 가스와 먼지로 이루어져 있는 별들의 요람, 독수리성운이 보이나요? 그렇다면 독수리 성운 같은 이런 성운은 어떤 방법으로 별을 탄생시킬까요? 

(인터뷰)

이창원 박사 - 한국천문연구원 

: 천문학자들은 별은 대개 무리지어 생성된다고 생각하고 있습니다. 왜냐하면 젊은 별들이 무리로 관측되기 때문이죠. 이런 생각은 제임스 진스에 의해서 1902년도에 최초로 제안되었습니다. 그의 생각의 시작은 성간운의 가스 수축에 필요한 최소 질량을 초과하면 중력이 가스압 에 의한 힘을 이기게 되어 성간운은 전체적으로 수축하는 것에서 비롯됩니다. 그런데 이때 최소 질량은 온도에 비례하고 밀도에 반비례하는 그런 특징을 가지는데 최초의 가스 구름이 수축할 때는 수축에 의한 에너지가 쉽게 성간운을 빠져나가 가스의 온도에 대한 최소 질량에 대한 영향은 거의 없게 되는데 그렇지만 밀도는 쉽게 증가하기 때문에 밀도가 증가 되는 영역은 수측에 필요한 최소 질량이 줄어들게 되어 가스의 수축이 쉽게 이루어지는 그런 일이 벌어지게 됩니다. 성간운에서의 밀도의 불균질한 분포는 수축이 일어나면서 군데 군데 밀도가 높은 개별적 지역에서 수축에 필요한 최소 질량이 더 작아져 수축이 쉬워지고 결과적으로 별이 무리지어 생성된다는 것입니다. 이런 성운에서 만들어진 별들은 어떻게 일생을 살아갈까요? 이것을 알기 위해 우리는 hr 도를 살펴볼 필요가 있습니다. hr도는 별의 밝기 등급과 온도에 따라 별 들의 위치를 표시한 것인데요. 여기에 주계열 부분은 별의 생애의 대부분을 보내는 곳으로 사람으로 비유하면 청 장년기 라 할 수 있습니다. 보이는 것처럼 원시 별은 질량에 따라 hr 도 의 주계열에 놓이게 되는 위치가 다릅니다. 질량이 높을수록 왼쪽 상단에 낮을수록 오른쪽 하단에 놓이게 되는 것입니다. 그렇다면 태양은 hr 도에 어디쯤 위치 할까요? 태양은 현재 중간보다 조금 밑에 위치하게 됩니다. 별들은 질량에 따라 주계열의 다른 위치에 놓이게 되지만 별들이 주계열에 올라가기 위해서는 별 내부에서 수소 핵융합 반응을 통해 평행을 이루어야 가능합니다. 기체 등을 위해서 수소 핵융합 단계를 거쳐 주계열에 도착한 별은 백만년에서 2천 억 년 동안 주계열에 있게 된다고 합니다. 이렇게 주계열에서 머무는 시간이 차이가 나는 이유는 별의 질량과 밀접한 관계가 있습니다. 왜냐하면 무거운 별은 빠르게 핵융합 반응을 하여 짧은 수명을 가지게 되고 가벼운 별 일수록 핵에서의 핵융합 반응이 밀리게 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. 

2. 별의 진화 

핵융합 반응을 통해 평행 상태를 유지하고 안정된 상태가 된 별은 일상의 대부분의 시간을 이 주계열에서 보내게 됩니다. 이렇게 안정한 상태로 주계열에 머무는 것은 앞의 언급했다시피 중력과 압력에 의한 힘이 평행을 이루기 때문입니다. 하지만 오랜 시간이 지난 후 수소 핵융합 을 끝내고 별은 주계열을 떠나게 됩니다. 이때는 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 핵융합 반응을 할 수 있을 만큼의 열을 갖게 됩니다. 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 만듭니다. 이러한 반복적인 과정을 통해 핵 바깥에 수소 핵융합은 더욱 활발해지고 별은 거대해지며 별의 광도는 증가하게 됩니다. 별에 바깥 부분은 중력 압력에 의한 힘, 두 힘이 평형을 이룰 때까지 팽창에 결국 거성이 됩니다. 바깥 층에 팽창은 별의 표면의 온도를 떨어뜨리고 별이 차가워지면서 전체적으로 붉은색을 띠게 됩니다. 이제 별은 붉은 거성, 즉 적색거성이 된 것입니다. 하지만 별은 적색거성 에서 멈추지 않습니다. 외부가 팽창하며 적색 거성이 되는 순간 까지도 중심핵은 계속해서 수축하였고 얻고 온도가 1억도가 되면 헬륨섬광 이라는 빠른 융합의 폭발로 점화되어 헬륨이 핵융합 반응을 시작하게 됩니다. 이때 헬륨이 3개가 모여 하나의 탄소가 되는 헬륨 핵융합 반응으로 인해 별은 다시 안정을 찾게 되고 중심핵에서는 계속해서 탄소를 만들게 됩니다. 만들어진 탄소는 헬륨과 결합해 산소를 만들기로 합니다. 그러나 온도가 1억도가 된 중심핵은 안정된 기간을 오래 유지할 수 없습니다. 워낙 빠른 속도로 헬륨 연료를 융합하기 때문에 중심핵의 헬륨이 빠르게 고갈이 되기 때문입니다. 적색 거성 처럼 별이 커지면 탄소와 산소로 이루어진 중심핵은 더 이상 반응을 하지 않습니다. 태양보다 거대한 질량의 별은 계속해서 진화를 거듭 하지만 태양과 비슷한 평범한 별은 이제 마지막으로 가게 되는 것이죠. 적색 거성은 생을 다 하기 전 마지막으로 밝은 빛을 냅니다. 별 내부에서 에너지를 만들어내지 못해 다시 한 번 중력이 주도권을 잡게 되면서 밝은 빛을 내는 현상 입니다. 중심핵이 계속해서 수축해 가고 바로 바깥 부분의 헬륨 층은 또다시 반응하기 시작해 에너지를 만들어 내게 되는 것이죠. 또 다시 수소 층이 반응을 시작해 별은 다시 거성 만큼 커지게 되는 것입니다. 이 단계에서 별은 처음 적색 거성이 되었을 때 보다 아주 약간 밝아지지만 이것은 아주 짧은 마지막 순간 이라 보면 됩니다. 결국 중심핵은 반응 없이 계속해서 수축해 가고 외부에서의 반응 들도 머지않아 끝나게 됩니다. 바깥 쪽 부분은 팽창하며 식어가고 결국 우주공간으로 물질들을 내보내게 되는 것이죠. 2. 별의 마지막 수축해가는 중심핵은 탄소가 융합할 수 있을만큼의 온도를 가지지 못하는 대신 마지막 평형 상태에 이를 수 있는 충분한 밀도가 될 때까지 계속해서 수축하게 됩니다. 결국에 별은 어마어마한 밀도를 가지게 되는 100세 괴성이 되어 생을 마감하게 되는 것이죠. 무게를 굳이 비교하자면 철 숟가락 하나 정도의 백색왜성 물질은 한트럭 가득 실린 쓰레기보다 무겁습니다. 태양과 질량이 비슷한 별은 생을 마감하면서 아름다운 성운 을 남기게 됩니다. 중심핵이 백색왜성이 되는 기간동안 팽창하는 껍데기를 벗겨 내며 그 안쪽 지역은 계속해서 반응을 해서 밝게 빛을 내기 때문입니다. 이런 빛나는 껍데기가 바로 하늘에서 가장 멋있는 천체 중 하나에 행성상 성운 입니다. 이렇게 태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 행성상 성운과 백색왜성을 남기고 생을 마감하게 됩니다. 그렇다면 태양보다 질량이 작거나 큰 별들은 어떤 형태로 생을 마감 할까요? 

(인터뷰) 

이창원 박사 - 한국천문연구원 

: 별의 진화를 연구하는 이론 천문학자들은 별의 진화에 대한 아주 정교한 이론들을 구축하고 있습니다. 우선 별의 질량이 태양보다 작은 경우는 수소를 연소하고 남은 헬름 핵을 연소 할 정도로 충분한 질량이 되지 못해 이 남은 헬륨핵은 서서히 수축하여 백산왜성으로 생을 마감하게 됩니다. 태양보다 무거운 별의 경우는 그 진화양상이 좀 더 복잡해집니다 태양보다 10배정도의 질량을 갖는 별의 경우는 수소융합이라던지, 헬륨핵의 융합이라던지 나아가서 탄소, 산소핵이 만들어지는 과정은 태양 질량 별의 경우와 거의 유사합니다 단지 차이점 이라고 하는 것은 탄소 또는 산소 핵이 이제 그 충분한 질량으로 인해서 점화가 이루어질 수 있다는 겁니다. 이러한 탄소 ,산소핵을 점화로 부터 일어나는 에너지는 엄청나기 때문에 결국 초신성으로 폭발 함으로써 이 별의 생을 마감하게 되는 거죠. 별의 질량이 태양의 15배가 넘어가는 별들은 지속적인 핵융합 반응으로 인해 탄소의 핵이 산소로 그리고 교소, 철의 순서로 변하게 되고 마지막에 남은 철의 핵 주위에는 교소, 산소, 탄소, 헬륨, 수소의 순서로 껍질 형태로 이루어져 있게 됩니다. 이 껍질에서 는 핵융합 반응이 이루어지나 철핵은 반응이 멈추어 에너지를 발생하지 않는 경태의 매우 불완전한 구조를 하고 있습니다. 이 불완전한 구조는 곧 별의 붕괴를 초래하게 되고 초신성 폭발이 일어나게 됩니다. 그리고 남은 중심핵은 중성자 별 또는 블랙홀이 됩니다. 이렇게 별들은 각각 다른 형태와 빛으로 자신의 흔적을 남기게 되었고 우리는 이를 연구함으로써 우리의 미래 또한 예측할 수 있게 되었습니다. 그럼 우리는 어떻게 별의 진화 과정과 질량에 따라 진화의 걸리는 시간을 알 수 있었을까요? 보통 별은 우리가 그 구조 변화의 모습을 관측할 수 있을 만큼 빨리 주계열 수명을 마치거나 붉은 거성 으로 진화 하지 않는데요. 그래서 보통 이론적 계산을 바탕으로 하지만 다행히도 우주는 우리에게 기상을 검증할 수 있는 방법을 제공해 주었습니다. 우주가 일러준 방법은 바로 성단입니다. 예를 들어 몇 개의 별의 무리가 중력에 의해 유지가 되고 공간 상으로 가까이 있다면 우리는 별의 모습을 어떻게 예측할 수 있을까요? 아마도 이 별들은 거의 같은 시기에 같은 구름으로부터 같은 성분을 가지고 만들어 졌다고 가정할 수 있을 것입니다. 이 별들은 질량과 이에 따르는 각 생애 진화 단계를 지나 가는 시간만 다르다고 기대할 수 있는 것이죠. 이제는 산개성당과 구상성단으로 별의 모습을 예측해 보겠습니다. 산개성단의 경우 별들의 나이가 대체적으로 젊어 그림과 같이 아직 주계열에 오르지 못한 별들의 모습이 보이고 질량이 많은 별들도 주계열에 올라 있는 모습을 볼 수 있습니다. 구상성단의 경우 구성원의 질량이 다양하고 오래된 성단이기 때문에 질량에 따른 진화 의 모습을 그림과 같이 확실하게 알 수 있습니다. 진화를 빨리하여 거성의 단계에 들어가 있는 별들의 모습과 이제 막 주계열을 떠나는 별들과 아직도 주계열에 남아 있는 별들의 모습을 함께 볼 수 있습니다. 이렇듯 성단을 통해 우리는 별의 진화 과정에 대해 알 수 있게 되었고 질량에 따라 진화 속도가 달라진다는 것을 알게 되었습니다. 하지만 우주는 여전히 많은 물음을 우리에게 던져주고 있고 우리는 과학으로서 그 물음에 더 정확하게 대답하기 위해 많은 노력을 하고 있죠.