별의 일생에 대하여

제임스 웹 우주망원경

별의 탄생 과정 및 일생

[객원 에디터 4기 / 하민솔 기자] 수많은 별들을 관측한 제임스 웹 우주망원경은 강력한 해상도를 가지고 있다. 제임스 웹 우주망원경은 NIRCam과 MIRI를 탑재하여 약 2,500광년 떨어진 ‘남반구 고리 성운’으로 알려진 NGC 3132 성운을 관측했다. 제임스 웹 우주망원경은 적외선 망원경이기에 별들이 내뿜는 가스와 먼지구름에 민감하다. 때문에 위 가스와 먼지구름 속에 존재한 다양한 분자들과 위치를 정확하게 촬영하는 것으로 알려졌다. 제임스 웹 우주망원경으로 인해 과학자들은 별의 탄생 과정과 진화 과정, 그리고 죽음까지 관측하고 있다. 

별의 탄생과 죽음은 138억 년의 우주의 역사 중 흔한 일이지만 동시에 중요한 일 중 하나다. 별의 일생은 인간의 인생과 매우 유사하다. 인간이 성장과정을 겪다가 끝으로는 죽게 되듯이 별 역시 시간에 따라서 진화하고 최후를 맞이한다. 우리 눈에 보일 정도로 밝게 빛나는 별일수록 짧은 시간에 많은 에너지를 소비하기에 수명이 짧지만 어두운 적색왜성 같은 별들은 약한 빛을 내면서 오래 살아간다. 여기서 적색왜성이란 태양 질량의 8.1%에서 50% 정도의 질량을 지닌 주계열성을 말한다. 

별은 탄생 후 물리학 법칙을 따라 원시성, 전주계열성, 주계열성, 후주계열성이라는 진화 단계를 거쳐 죽음을 맞이하게 된다. 

별(항성)은 헬륨과 수소 및 기타 중원소와 먼지 등으로 이루어진 거대한 성간 분자 구름(성운)에서 탄생한다. 성운은 일반 우주 물질 밀도의 수백만 배에 달하는 조밀한 밀도를 가지고 있다. 위 성운이 어떤 임계 질량(진스 질량)을 초과하게 되면 다른 힘에 의해 붕괴가 저지될 때까지 폭주하면서 수축하게 된다. 구름의 질량이나 밀도가 크고, 크기가 작고, 온도가 낮을수록 물질들의 운동에너지가 적어지기에 진스 질량도 낮아져 중력 붕괴가 일어나기 쉬워진다. 따라서 성운에서 별이 태어나기 쉬워진다. 

별의 진화의 첫 번째 단계는 원시별(protostar) 단계이다. 성운은 수축 과정에서 작은 부분들로 나누어져 각 부분 안에 있는 분자들은 중력이 강한 쪽으로 낙하하는데 낙하하는 과정에서 발생하는 위치 에너지를 열의 형태로 발산하게 된다. 구름은 점점 더 작아져 중력이 점점 강해지고, 성운의 반경이 작아지면서 각운동량 보존법칙에 따라서 회전속도가 빨라진다. 분자들은 중력이 가장 강한 부분을 중앙에 두고 회전하게 된다. 이때, 분자들은 납작해지면서 가스 원반을 이루는데 강착 원반은 중력 중심을 향해 낙하한다. 중력 중심의 극지방에 도달했을 때에는 양방향으로 가늘고 긴 제트를 방출한다. 이것을 원시별, 또는 아기별이라고 부른다.

별의 진화 과정 중 두 번째 단계는 전주계열성(pre-main sequence star) 단계이다. 원시별 단계에서 중력이 강해지면서 분자들을 더 끌어들이고 온도와 밀도가 올라가면서 증가하는 내부 온도가 바깥쪽으로 전달되면서 원시별이 밝아지기 시작한다. 주변 분자 구름 역시 흩어지게 되고 강착 원반이 사라지게 되는 전주계열성 단계를 거친다. 전주계열성은 수축하면서 중력 에너지를 발산하면서 중심핵 부분이 압축되어 온도가 올라간다. 온도가 수소 핵융합이 가능한 온도인 천만 K까지 올라가면 핵융합 에너지를 생산하게 된다. 

전주계열성 단계 이후에는 주계열성 단계(main sequence star) 단계를 거친다. 주계열성 단계에서는 중심핵으로 낙하하려는 분자의 움직임을 막기 위해 핵융합으로 인해 발생되는 에너지는 복사압을 형성되어 중력붕괴에 저항한다. 복사압과 중력이 평형을 이루며 원시별은 수축하지 않고 핵융합 에너지를 전자기파의 형태로 방출한다. 별의 중심부에서 수소의 핵융합 반응이 일어나는 단계를 주계열성 단계라고 부르며 별의 일생 중 대부분을 차지한다. 이 단계에서는 평균 분자량이 헬륨의 양의 증가로 인해 같이 증가하게 된다. 중심핵이 수축하게 되면서 밀도와 온도가 증가하게 되는데 온도가 상승하므로 인해 별의 크기가 커지면서 빛나게 된다.

마지막으로 별이 거치는 진화 단계는 후주계열성(post-main sequence star) 단계이다. 후주계열성 단계는 별 내부의 핵융합반응이 끝난 시점에서 시작하게 된다. 중심핵에 있던 수소가 소진되면서 수축하기 시작하면서 에너지가 발생하여 에너지가 생성되는 지역이 바깥 수소층으로 이동하면서 핵융합반응이 일어나는 단계이다. 이때 이후로는 별의 초기 질량에 따라 달라지게 된다. 태양과 비슷한 질량을 가진 별의 경우, 주계열성 단계가 끝나면 표면 온도가 비슷해진다. 따라서 반지름과 밝기가 더 커지는 항성들인 적색거성, 청색거성 등, 거성 (giant star) 단계로 진입한다. 

별의 진화 단계의 끝에는 별의 죽음인 밀집성 (compact star) 단계가 있다. 별은 별 내부의 물질의 밀도가 보통 별보다 높은 별들인 밀집성으로 불리는 천체들을 끝으로 죽게 된다. 보통 백색왜성, 초신성, 중성자별과 블랙홀로 나뉘게 되어 항성의 연료를 전부 소모하였기에 핵융합 반응이 일어나지 않는다. 때문에 중력에 대항하는 복사압이 사라지게 되고 중심핵은 급격하게 수축하게 된다. 밀도와 질량에 따라 백색왜성, 중성자별, 또는 블랙홀 등으로 진화하게 된다.