항성의 탄생과 삶은 어떻게 될까?

 

항성의 창조와 진화에 대해 알아봅시다!

항성은 분자 구름에서 태어납니다. 이 구름들은 주로 성간 물질 중에서 밀도가 높은 지역(지구의 진공실보다는 낮지만)에서 수소로 이루어져 있고 약 23~28% 의 헬륨과 몇 %의 중원소를 포함하고 있습니다. 오리온성운은 항성이 탄생하는 대표적인 곳입니다. 탄생 후 질량이 큰 별은 주위의 구름을 강력한 빛으로 밝히고 주위의 먼지 구름을 이온화하여 H II의 영역을 생성합니다.
모든 별들은 주계열 단계에서 대부분의 생을 보냅니다. 이 기간 동안 별은 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 전환합니다. 서로 다른 질량의 별들은 진화 단계에서 뚜렷하게 다른 물리적 성질을 보입니다. 무거운 별은 주변 환경에 미치는 영향의 형태에서 가벼운 별들과 다릅니다. 천문학계에서는 별들을 질량에 따라 다음과 같이 분류합니다.

• 초저질량 별: 질량은 태양의 50% 미만인 점근 거성 가지(AGB) 단계를 거치지 않고 백색 왜성으로 직접 진화합니다.
• 저질량 별: 태양이 여기에 속하며, 질량이 태양의 50% 이상에서 1.8 ~ 2.2배까지(구성상의 차이로 인한 상한선의 차이는 있습니다.)에 이른다. 이곳은 헬륨 축퇴핵이 만들어지는 곳으로 점근 거성 가지 단계를 거칩니다.
• 중간 질량 별 : 탄소-산소 축퇴핵이 만들어지며, 헬륨 융합을 거치게 됩니다.
• 고질량 별: 최소 질량이 태양의 7~10배 또는 태양의 5~6배가 될 수 있습니다. 탄소 융합 과정을 거치고, 중심핵이 붕괴되면서 초신성 폭발로 끝이 납니다.

 

원시 항성은 어떻게 형성될까?

항성의 형성은 분자 구름 내부의 중력이 불안정해지면서 시작됩니다. 또는 초신성 폭발의 충격파나 두 은하의 충돌(폭발적 항성 생성 은하라고 부릅니다.)로도 있을 수 있습니다. 일단 특정 영역이 충분하게 밀도가 높고 진즈 불안정이라는 조건을 충족시키면, 그것은 그 자체의 중력에 의해 붕괴되기 시작합니다.
분자 구름이 붕괴되면, 짙은 먼지와 가스 덩어리 등이 보트 구상체를 형성합니다. 그들의 질량은 태양의 50배에 이른다고 합니다. 구상체가 자체의 중력 때문에 수축하고 밀도가 높아질수록 중력 에너지가 열로 바뀌고 온도가 상승합니다. 원시별 구름이 안정된 유체 정역학적 평형에 이르면 원시별이 구름의 중심에서 태어납니다. 원시행성계 원반은 종종 이런 원시별 주위에서 형성됩니다. 중력 수축 과정은 약 1천만 년에서 1천5백만 년에 걸쳐 진행된다고 합니다.
원시성 중에서 태양 질량의 2배 이하를 황소자리 T 항성이라고 하며, 질량이 크면 허빅Ae/Be 항성으로 부릅니다. 이와 같이 새로 태어난 별은 자전축의 양쪽에서 허빅-아로 천체라는 성운끼를 발산 합니다.

 

주계열 단계에 대해 알아보자!

항성은 일생 중에서 90%에 가까운 기간을 중심핵의 고압과 고온 환경 아래 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 핵융합 작용을 하면서 보내게 되는데 이것을 주계열 단계라고 합니다. 주계열 단계의 별들은 다른 말로 난쟁이 별이라고도 불립니다. 영년 주계열에서 시작하여 중심핵에 축적되는 헬륨의 양은 점차 증가합니다. 이 때문에 중심핵에서 필요한 핵융합 작용의 빈도를 충족시키기 위해서 항성은 서서히 열을 올리고 밝아집니다. 예를 들어, 태양은 46억년 전 영년 주계열에 이르렀을 때보다 40% 더 밝은 상태입니다.
모든 별들은 끊임없이 우주로 가스를 방출하는데, 이를 항성풍이라고 합니다. 대부분의 별에서, 항성풍에 의해 손실되는 질량은 적습니다. 태양은 매년 항성풍에 질량의 10의 -14배를 내보내고 있는데, 이는 태양은 일생 동안 자기 질량의 10,000분의 1을 잃게 된다는 것을 의미합니다. 그러나 매우 무겁고 밝은 별은 매년 태양의 10의 -7배에서 10의 -5배의 질량을 발산하고, 이것은 또한 그들의 진화 과정에도 영향을 미칩니다. 처음 태어났을 때, 태양보다 50배 더 무거운 별은 일생 동안 자기 질량의 약 절반을 날려 보냅니다.
항성이 주계열상에 머무를 수 있는 시간은 자신의 수소를 어느 정도의 속도로 태우느냐에 달려 있습니다. 즉, 태어날 때의 질량과 밝기가 별의 운명을 결정짓는다는 것입니다. 태양의 경우, 주계열상에 머물 수 있는 시간은 약 110억 년입니다. 태양보다 큰 별은 태양보다 연료를 빨리 태우고 빨리 죽습니다. 반면 태양보다 질량이 작은 별(적색 왜성과 오렌지색 왜성)은 연료를 매우 알뜰하게 소비하고 수백억 년에서 수천 억년 동안 살 수 있습니다. 수명이 다하면 흑색 왜성이 되는데 어두워지면서 천천히 식습니다. 그러나 이 별들의 수명은 우리가 알고 있는 우주의 나이(137억 년)보다 길기 때문에 아직 흑색 왜성으로 진화한 사례는 없습니다.
질량 외에도 무거운 원소의 함량은 별의 진화 과정에 영향을 미칩니다. 천문학에서는 헬륨보다 무거운 모든 원소를 '금속'이라고 하며, 항성 내의 화학적 농도를 '중원소함유량'이라고 합니다. 금속 함유량은 항성이 수소를 태우는 기간에 영향을 주어 자기장의 형성을 조절하고 항성풍의 강도를 변화시킵니다. 항성 종족 I과 같은 젊은 별들은 그들이 태어난 곳의 분자 구름 속에 중원소가 많이 섞여 있었기 때문에 종족 II와 같은 오래된 별들보다 더 많은 중원소를 가지고 있습니다. 늙은 별이 죽으면서 외곽 대기에서 방출되는 물질로 인해 분자 구름의 무거운 원소 비율은 시간이 지남에 따라 증가합니다.

 

후 주계열화 과정에 대해 알아보자!

태양 질량의 0.4배가 넘는 천체는 중심핵의 수소를 모두 태울 때 외곽층이 부풀어 오르면서 적색 거성이 됩니다. 태양은 약 70억 년 후에 적색 거성이 되고 반지름은 현재의 약 250배까지 상승하여 지구의 궤도 근처까지 부풀어 오를 것입니다. 적색 거성 단계에서 태양은 질량의 30%를 잃습니다.
태양보다 2.25배 무거운 별은 적색 거성 단계에서 핵융합 반응이 중심핵의 바깥 층에서 계속됩니다. 중심핵은 헬륨 융합이 일어날 정도로 압축되고, 항성은 서서히 수축되어 표면온도가 높아집니다. 질량이 큰 별의 경우 중심핵 부분에서 수소 핵융합은 급격한 헬륨 융합 작용으로 전환됩니다.
항성이 중심핵에 남아 있는 헬륨을 소진하면, 핵융합 반응은 탄소와 산소의 뜨거운 중심핵 바깥층에서 일어납니다. 그 후 항성은 원래의 적색 거성 단계와 평행한 진화 경로를 통과하지만 표면 온도는 더 뜨겁습니다.

무거운 별

태양보다 9배 이상 무거운 별은 헬륨을 태우는 단계에서 적성 초거성으로 진화합니다. 중심핵의 헬륨이 소진되면 순차적으로 무거운 원소를 태운다. 중심핵은 온도와 압력이 탄소를 태울 수 있을 때까지 압축됩니다. 이와 마찬가지로 적색 초거성은 산소, 네온, 규소까지 핵융합 작용 연료로 사용하고 중심부에 무거운 원소들을 계속 축적시킵니다. 항성의 수명이 다하면 핵융합 물질이 양파 껍질처럼 항성 내부에 층층이 쌓입니다. 각 층은 서로 다른 원소를 태우게 되는데 가장 바깥 층은 수소, 그 아래층은 헬륨, 그 아래층은 산소, 네온, 규소 등으로 진행됩니다.
별의 마지막 단계는 중심부에 철이 생성되는 것입니다. 철의 원자핵은 다른 원소보다 더 단단하게 결합되어 있기 때문에 핵융합으로 움직일 때 에너지를 방출이 아닌 소비를 하게 됩니다. 같은 이유로, 철은 핵분열에 의해 에너지를 방출할 수 없습니다. 질량이 큰 별 중에서 상대적으로 늙은 별의 내부에는 핵융합을 할 수 없으며, 거대한 철로 된 중심핵이 만들어집니다. 이러한 별 안의 무거운 원소들은 항성의 표면으로 이동하는데, 항성은 울프-레이에 별로 진화하고 외곽 대기를 밀도 높은 항성풍의 형태로 우주 공간으로 뿌립니다.

붕괴

평균 질량의 별은 진화의 마지막 단계에서 행성상 성운의 형태로 외부 대기를 우주로 방출합니다. 외부 대기를 방출한 후 남아있는 질량이 태양의 1.4배 미만이면 별은 지구 정도의 크기로 축소되고 백색 왜성이 됩니다. 백색 왜성 내부의 전자 축퇴 물질은 더 이상은 플라즈마가 아닙니다.(보통 항성은 플라즈마 덩어리입니다.) 백색 왜성은 아주 오랜 시간에 걸쳐 서서히 식어 흑색 왜성이 됩니다.
외부 대기를 방출한 후 남은 질량이 태양보다 1.4배 이상 큰 별의 경우에는 핵융합이 철로 된 중심핵에서 자신의 질량을 지탱할 수 없을 때까지 계속됩니다. 이때 핵은 양자 속으로 전자가 밀려들어가면서 급속히 붕괴하는데 역베타 붕괴 폭발이나 전자 포획의 형태로 중성자와 중성미자를 생성합니다. 이렇게 빠른 붕괴로 인한 충격파는 항성의 나머지 부분을 초신성 폭발하게 만듭니다. 초신성은 매우 밝은데 어떤 경우에는 은하 전체의 밝기와 같은 빛을 발산하기도 합니다. 우리 은하계에서 초신성 폭발이 관측되었을 때, 아무것도 없는 곳에서 별이 탄생한 것처럼 보였기 때문에 '신성'이라고 불렸다고 합니다. 
원래 가지고 있던 대부분의 질량을 초신성 폭발에 의해 날려 보낸 후 (이 경우 성운과 같은 이물질을 형성합니다.) 나머지 물질은 중성자 별(중성자별의 일종으로 펄서나 X-선 버스터를 보기도 합니다.)이 되거나 잔해를 뿌린 후 중심부에 남은 물질이 태양의 4배가 넘는 질량을 가진 천체들처럼 무거운 별들은 블랙홀이 될 수도 있습니다. 중성자 별 내부 물질은 중성자 축퇴 물질 상태로 있게 되며, 중심핵 부분은 더 야릇한 축퇴 물질의 쿼크 물질(QCD 물질)로 이루어져 있을 것입니다. 블랙홀의 내부 물질이 어떠한 상태인지는 아직까지 밝혀지지 않고 있다고 합니다.
죽어가는 별의 바깥쪽에서 방출되는 중원소를 포함한 물질은 새로운 별을 만드는 물질로 재활용됩니다. 이러한 무거운 원소로부터 지구와 같은 암석 행성들이 탄생하게 됩니다. 초신성 폭발 물질과 거대한 항성의 항성풍은 성간 물질을 형성하는 데 중요한 역할을 하게 됩니다.