별의 수명과 죽은 뒤에는?

사람들은 흔히 별을 영원에 비유하곤 합니다. 하지만 별에게도 사람과 같은 태어남이 있고 죽음이 있습니다. 물론 우리 인간의 인생에 비하며 거의 영원이라고 불러도 무색할만큼 긴 시간입니다. 예를 들면 우리 태양의 경우 약 50억년을 살아왔습니다. 지구의 나이도 이와 비슷하죠.. 앞으로 50억년정도를 더 살고 백색왜성으로 그 삶을 조용히 마감할 것입니다. 사람의 인생도 사람마다 틀리듯 별의 인생도 그가 태어난 환경이나 조건에 따라 틀린 인생을 살게 됩니다.

별의 진화는 기본적으로 몇 개의 방적식에 의해 좌우되는데 중요한 것은 중력에너지와 압력의 관계입니다. 질량이 있으므로 해서 별은 중력 에너지 때문에 수축하려 합니다. 하지만 중심에서의 핵융합 반응에 의한 에너지의 압력으로 평형을 이루고 있습니다. 별은 대부분의 일생을 이런 평형상태에서 보내게 되고 핵연료가 떨어지게 되면 진화하면서 이런 평형이 무너지고 따라서 변광을 하게 되고 결국에는 종말을 맞이하게 되는 것입니다.




성간가스와 우주의 많은 티끌을 바탕으로 우리 은하 전역에서 형성되고 있다. 이 성간물질은 균일하게 분포하지 않기 때문에 밀도가 더 큰 구름은 주위의 물질들을 끌어당겨 중심핵을 형성한다. 이 구름의 중심핵이 자체중력에 의해서 수축함에 따라 원시별이 빛을 발할 때까지 밀도와 중심온도가 증가한다. 이 단계에서는 원시별이 핵반응이 아닌 중력수축으로 에너지를 방출한다. 내부온도가 수백만K로 올라가면 처음에는 중수소가, 이어서 여러 원소가 헬륨으로 붕괴한다. 이 수축에 의해서 중심온도와 밀도가 계속증가하여 P-P반응이나 CNO순환반응이 시작되고 별은 안정된다. 이때 별은 주계열에 도달하여 생애의 대부분을 보낸다.




수소연소가 시작되는 단계에 있는 별들은 H-R도에서 0연령주계열(ZAMS)라고 하는 거의 하나의 선위에 있게 된다. 시간이 지남에 따라 중심핵에서는 수소가 헬륨으로 바뀌어 내부구조가 변하고 별은 0연령주계열에서 점차 멀어진다. 별의 질량이 약 10%가 헬륨이 되면 중심핵의 수소가 거의 헬륨으로 바뀌어 처음에는 중심핵이, 나중에는 별 전체가 수축된다. 그 뒤 중심핵을 둘러싼 껍질에서 수소연소가 시작되고 중심핵의 질량은 증가하지만 그 크기는 감소하는데 이유는 계속 생성된 비활성 원소(헬륨)가 수소연소 껍질을 통해 공급되고 중심핵이 수축하기 때문이다. 별의 표피부가 급격히 팽창하면서 온도가 내려가 별은 붉게 보인다.

동시에 중심핵의 수축으로 생성된 에너지는 이를 둘러싼 영역의 수소를 가열하여 핵반응을 가속시킴으로써 광도를 증가시킨다. 이때 별은 주계열을 떠나 적색거성의 단계로 진화한다.

별들은 그들의 일생의 90%를 main-sequence(주계열)상에서 보낸다. main-sequence상에서의 별들의 위치는 그들의 질량에 의해 결정이 된다. (H-R도에서 질량이 큰 별일수록 왼쪽 윗부분에 위치하게 된다.) main-sequence에서 별들은 중심에서 수소를 헬륨으로 바꾸면서 빛을 내며, 이 때 별들은 중력과 내부압의 평형을 이루는 정역학평형(hydrostatic equilibrium)을 이룬다. hydrostatic equilibrium의 식을 보면,

dP/dr = -Gm(r)ρ(r)/r2

여기에서 P는 압력, r은 반경, m(r)은 주어진 반경에서의 질량, ρ(r)은 그 반경에서의 밀도이며, G는 중력상수를 나타낸다. main-sequence상에서 별은 핵융합을 통해 만들어낸 에너지를 방출하면서 열적평형(thermal equilibrium)을 이룬다. 별의 중심에서는 핵융합 반응에 요구되는 최소 10^7K의 온도를 가지고 있다. 별의 에너지원은 핵융합 반응시 결손된 질량이 에너지로 변하는 것이다. proton-proton (p-p) chain(양성자-양성자반응)과 CNO cycle이 4개의 수소를 1개의 헬륨으로 바꾸면서 에너지를 만들어내는 반응이다. 이 반응은 0.7%의 효율을 가진다. (수소 질량의 0.7%가 E=mc^2에 의해 에너지로 바뀐다.)

질량이 낮은 별의 경우, p-p chain에 의해 에너지를 만들어낸다. p-p chain을 살펴보면,

1H + 1H → 2H + e+ + ν
1H + 2H → 3He + γ
3He + 3He → 4He + 21H

태양정도의 별은 이 과정에 의해 약 85%의 에너지를 만들어낸다.

CNO cycle은 더 p-p chain보다 더 높은 중심온도(1.6×10^7K)를 요구하기 때문에 주계열(main-sequence)상에서 질량이 큰 별에서 일어날 수 있다. 중심의 고온에서 3-α반응이 일어날 수 있으며, 이 반응에 의해 헬륨이 탄소로 변하게 된다. CNO cycle에서는 3-α반응에 의해 생성된 탄소를 이용해 질소와 산소를 만들고, 이들을 촉매로 사용하면서 궁극적으로는 수소를 헬륨으로 바꾸며 에너지를 만들어내는 반응이다.

12C + 1H → 13N +γ
13N → 13C + e+ + ν
13C + 1H → 14N + γ
14N + 1H → 15O + γ
15O → 15N + e+ + ν
15N + 1H → 12C + 4He

이렇게 main-sequence에서 수소가 헬륨으로 바뀌는 과정을 계속하며 별들은 평형상태를 유지하게 된다. 그러다가 중심에서 수소가 다 타버리면 내부압이 중력을 지탱하지 못하고 별이 수축하게 된다. 이 때 수소가 타고 있는 껍질층이 가열되면서 더 많은 에너지를 생성하게 되고, 껍질층은 표면을 팽창시키게 된다. 그리하여 별의 반지름이 커지고 표면온도는 감소하게 된다.
이 때 별은 광도가 급격히 증가하면서 적색거성(red giant)로 진화하게 되며, 중심의 온도가 10^8K가 되면서 3-α반응이 가능하게 된다. 중심핵이 축퇴되어 있는 상태에서 온도의 상승은 3-α반응의 효율을 높이게 되어 더 많은 에너지를 생성하여, 또다시 중심핵의 온도상승을 일으키게 된다. 이 때 중심핵 전체가 폭발적으로 연소하게 되며, 이를 helium flash라 한다.

중심 바깥층에서는 온도가 높아지면서 수소껍질연소를 시작한다. 거성단계에서는 별의 평형이 깨지면서 새로운 평형상태를 찾으려 한다. 그래서 별의 반경은 불안정한 상태로 수축과 팽창을 거듭하게 된다. 광도와 반경의 변화 때문에 이러한 상태를 변광성(variable stars)라 하며, 이들의 광도와 반경은 주기적으로 변하게 된다. 이러한 주기-광도 관계를 이용하면 먼 거리의 별이나 은하의 거리 측정에 이용할 수 있다.




중심핵의 수축으로 내부온도가 계속 올라가 3-α반응이라는 헬륨 연소의 첫 단계가 시작된다. 이 헬륨 연소의 기간은 짧으며 그 뒤 깊은 대류층이 소멸되고 다시 중력수축이 일어나는데 이때가 팽창과 수축을 반복하는 세페이드 변광성에 해당된다. 그 다음 중심핵이 헬륨 연소의 주요 단계가 시작된 뒤 헬륨이 소모되어 탄소로 바뀌면 다시 수축이 일어나 헬륨 연소 껍질을 형성한다. 가벼운 별이 백색왜성이고 그 동반성이 적색거성인 근접쌍성의 경우에, 백색왜성의 표면에 적색거성의 표피부가 축적된 뒤 결국은 핵반응을 시작한다. 이 별은 이런 핵반응으로 생성된 에너지로 격렬한 폭발을 일으켜 축적된 물질을 날려버리고 신성이 된다.

태양질량의 5배 이상의 질량을 가진 별들은 수소를 모두 소비한 뒤에도 자체 중력수축으로 내부의 압력과 온도를 극히 높게 증가시켜서 연속적인 핵융합을 통해서 에너지를 계속 만든다. 이 과정을 통해 중심핵에는 철과 같은 무거운 원소들이 계속 생성되지만 철과 관련된 핵융합반응에 의해 이 별의 중심핵이 격렬하게 붕괴된다고 생각된다. 이런 무거운 별들의 표피부는 격렬하게 폭발하여 초신성이 된다. 철보다 무거운 원소들은 폭발도중에 발생하는 중성자 포획반응로 생성되며, 별의 형성에 필요한 성간매질의 양을 증가시킨다. 별의 질량이 다르면 진화과정은 거의 같지만 그 시간의 척도는 다르다. 질량이 큰 별일수록 진화속도가 빠른데, 태양의 경우에는 10^10 년, 태양질량의 2배인 경우에는 3 TIMES 10^9 년, 태양질량의 10배인 경우에는 10^7 년 정도이다.




별의 일생의 마지막 단계를 살펴보자. 질량이 작은 별의 경우에는 중심온도가 충분하지 않아서 산소를 연소시킬 수 없기 때문에 중심핵은 탄소, 질소, 산소로 이루어져 있으며 핵융합반응은 더 이상 일어나지 않는다. 이들의 중심은 축퇴된 상태로 white dwarf(백색왜성)로 남게 되며, 별의 바깥층은 planetary nebula(행성상성운)가 되어 분리된다. white dwarf가 되는 별들은 그 질량이 1.44M⊙이하이며 이 한계 질량을 Chandrasekhar limit(챤드라세카 한계)이라 부른다.

질량이 큰 별들은 가장 안정된 원소인 철까지 합성하게 되며, 핵융합을 멈추게 된다. 핵융합을 멈추게 되면서 중력에 의해 별의 중심이 붕괴되면서, 별의 바깥층의 약 80%를 날려버리는 폭발을 일으키게 된다. 이를 초신성(supernova)이라 하며, 순간적으로 고온이 되면서 철보다 무거운 원소들을 생성하게 된다. 중심은 중성자별(neutron star)이 된다.

별의 질량과 별이 근접 쌍성을 이루는지의 여부가 크게 좌우된다. 별의 질량이 태양질량의 1.4배 이하이면 별의 표피부가 우주공간으로 흩어진 뒤 뜨겁고 밀도가 높은 중심핵만이 남아 적색거성에서 백색거성으로 진화한다. 질량이 태양질량의 0.35배 이하인 경우에는 헬륨 연소 없이, 그리고 태양과 같은 별은 헬륨 중심핵이 연소하여 탄소가 생성된 뒤 탄소없이 수축하여 백색왜성으로 진화한다. 이보다 더 무거운 별은 일시적으로 별 주위를 둘러싸고 있는 팽창하는 가스껍질인 행성상 성운을 거친 뒤 백색왜성이 된다.

질량이 태양 질량의 8배사이인 별이 폭발한 후 남아있는 중심핵의 질량이 태양질량의 1.4~2배가 되면 원자가 중력의 힘을 이기지 못하고 전자가 양성자에 흡수되 버려 중성자별이 된다.

중성자가 조밀하게 채워진 이러한 별의 밀도는 태양에 비해 매우 작지만 지름은 10Km정도 밖에 안 된다. 많은 중성자별은 매우 일정한 주기로 짧은 펄스형태의 전파복사를 방출하는데 이러한 천체를 펄사라고 한다. 이 백색왜성과 중성자별은 밀도가 매우 높은데 그 이유는 축퇴압에 의해 정지할 때까지 수축되기 때문이다. 그러나 축퇴압으로 지탱할 수 있는 질량에도 한계가 있는데 이 한계질량보다 큰 백색왜성은 중성자별이 된다. 질량이 태양질량보다 10배인 별이 폭발한 후 그 중심핵의 잔해 질량이 태양질량의 2배 이상이면 계속 붕괴되어 특이점이 발생하여 블랙홀이 된다.




지금까지의 별의 진화과정에서 가장 큰 역할을 한 것은 H-R도이다. H-R도가 초기에 만들어진 뒤 여러 과학자와 여타과학기술의 진보에 의해서 보다 구체적으로 H-R도가 작성되었다. 따라서 H-R도에 의해서 별의 진화가 설명되기까지의 과정과 H-R도를 설명하므로써 별의 진화를 보다 잘 알 수 있을 것이다.

별의 진화개념은 L.N.Lockyer가 착상하고 Russel 이 계승한 진화개념은 이 H-R도의 해석에서 출발하였다. 이 개념은 다음과 같다. 별은 우선 암흑성운물질의 응집에서 탄생하며 별들은 점차로 수축하여 수축에 따른 중력에너지 방출 때문에 점진적으로 고온도화한다. 이것이 거성단계이다.

얼마 후 별이 어떤 구조에 다다르면 수축에 의하여 더 이상 온도는 상승하지 않은 상태로 도달한다. 그렇게 되면 별의 반경은 그리 변하지 않으면서 점차로 온도는 내려가게 된다. 이것이 바로 주계열단계이다. 이 개념은 질량-광도의 관계와 주계열성이 여러 가지 질량의 별들이 존재한다는 이론에 불리한 것이어서 이 두 개념을 만족시키려고 시도하였지만 별의 수명문제와 부딪치게 되었다.

결국 별의 수명문제는 별의 에너지원을 연구하면서 밝혀진다. 화학 반응에너지가 아닌 원자핵 에너지에 의해서 이루어진다고 가정하고 결국 실험은 이를 증명하게 된다. 4개의 수소원자가 모여 1개의 헬륨핵으로 변환했을 때의 에너지가 별의 열원이라 추론한 것이다. 이 핵반응과정에서 수소질량이 0.7%가 손실되니까 그 감소질량이 에너지로 변환되었다면 `E=M{C^2} 에 따라 에너지 값이 구해진다. 이 가운데 한 부분은 Neutrino에 의해서 운반되어 나가지만 태양의 방출에너지에 비해 충분히 여유가 있는 값이다. Von Weitzacker와 Bethe가 유도한 핵반응은 그후 실험에 의해서 수정되지만 근본적인 해석에는 변함이 없다.

즉 별은 수소를 헬륨으로 변환시키면서 빛나고 있으며 따라서 별의 진화는 변환과정을 추정하므로써 진화경로를 규명할 수 있을 것이라 추정하게 된다.

이것에도 난점이 있다. 수명문제는 해결하였으나 이것은 질량-광도의 관계를 설명할 수 없고 거성의 존재도 설명이 불가능하다.
그러나 결국에는 W.Baade에 의해서 종족Ⅰ(주계열성을 주로 하는 집단 별)과 종족Ⅱ(구상성단의 별들같이 주계열에 없는 별), 즉 두개의 종족(Two Population Type)의 발견으로 진화문제가 해결되기 시작하였으며 균질 모델로부터 비균질 모델로 이행함으로써 주계열성,거성이 연결된 경로가 된 것이다.

지금까지 별의 진화를 규명하기 위한 가정과 실험 그리고 그로 인한 오류를 시정하는 가운데서 나타난 별의 진화의 목표에 도달하기 위한 과정을 간략하게 설명하였다.

다음은 가장 중요한 H-R도에 대한 설명이다. 위의 H-R도는 모든 별들에 대한 것이기에 주계열성이나 거성 등 구분하여 H-R도를 그리면 달라질 수 있다. 곡선은 처음 주계열 각 점에서 출발한 각각의 별의 진화 경로이다. 별은 이 선을 따라 움직이지만 그 속도는 밝은 것일수록 빠르다. 그러므로 모든 별들로 하여금 주계열에서부터 동시에 출발시켰다면 어떤 시간이 경과 후 별의 통계는 굵게 그린 곡선같이 될 것이다.

다시 말해, 처음에는 모든 별들이 주계열(원시주계열)이 있다고 가정할 때. 그중에 밝은 별들은 진화의 길을 다른 별들보다 빨리 지나 거성단계를 거처 이미 폭발해버렸기 때문에 없어져 주계열의 좌측상방은 결여 되어 있다. 태양과 비슷한 질량을 가진 별들 가운데서 약간 큰 것은 지금 거성단계까지 진화했고 태양보다 질량이 적거나 같은 것들은 아직도 주계열에 머물러 있는 것이다.

질량이 작은 별의 경우에는 중심온도가 낮기 때문에 주로 내부에서 PP-반응이 일어나고 , 반대로 질량이 큰 별은 중심온도가 높기 때문에 CN-반응이 주된 에너지 발생활동이다. CN-반응에서는 온도상승에 의해 반응률이 급격히 증가하기 때문에 중심부 부근에서만 에너지가 발생하고 있는 것이다. 그러나 에너지원이 너무나도 중심에만 집중되면 이번에는 대류현상이 일어나 중심부근의 일정반경의 핵에서만 물질이 잘 혼합된다.

따라서 헬륨을 주성분으로 하는 핵이 증대한다기 보다는 이 대류가 일어나고 있는 핵의 조성중에서 수소가 헬륨으로 치환된다고 생각해야 한다.

진화의 초기상태를 H-R도로 파악하면 밝은 별일수록 수소소모량이 크니까 시간적으로 질량이 큰 별이 빠른 진화과정을 달리게 된다. 즉 큰 별이 수명이 짧고 작은 별이 수명이 길다는 것이다.

별의 종말도 H-R도에 의해서 파악된다. H-R도에서 우상방향으로 뻗은 후에도 방향이 꺾여 반대쪽인 좌측으로 수평하게 따라가는 것같이 보인다.이 수평이동시에는 전 광도에도 거의 변화가 없고 반경이 작아지며 표면온도가 높아지는 것 같다.

앞의 설명들은 별의 진화과정에서 많이 거론된 것이다. 이것은 결국 별의 진화를 설명하는데 H-R도에 기초를 두고 있음을 의미한다. 따라서 많은 고학자들이 별의 진화를 규명하는데 H-R도를 중심으로 연구가 이루어졌음을 알 수 있다.

도움이 많이 되셨길..

색으로 나이를 대충 알수 있는데요, 붉은색이 따뜻해 보이고, 청색이나 백색은 차가워 보이죠? 그러나, 별의 경우에는 정 반대죠.
보통 청색별의 경우에는 별의 표면 온도가 높고, 젊은편입니다.
반대로 약간 붉은빛을 띠는경우는 표면온도가 낮고, 늙은편이죠.
높다 낮다 햇갈리지 마시고요, 낮다해도 3000도 이상이니, 그냥 무시할순 없어요.

 

HR도를 참고하시면 좋겠네요. 주변에서 학교도서관이나 그런곳에 가면 책에 있는것을 쉽게 찾으실수 잇을거예요. 헤츠츠스프룽과 미국의 러셀의 이름을 따서 만든것이죠. 저작권 문제가 있을지도 몰라서 책에 있는것을 스켄은 못해드리지만요, 별의 표면온도를 가로축으로 잡고, 절대광도를 세로축으로 잡고 별의 분포를 나타내면요, 분포가 선처럼 으로 되어있지요. 그 선을 주계열이라고 한답니다. 그 선상에있는 별들은 주계열성이죠. 태양의 경우는 현재 주계열성입니다. 팔팔한 청년이랍니다.

 

별들은 질량에 따라 맞이하는 최후도 다르답니다. 태양같은별들은 적색거성이 되어 표면을 날려내고 백색왜성이 되어서 쓸쓸하게 최후를 맞이하겠지만, 태양보다 훨씬 큰 녀석들은 죽어서도 사고친답니다. 태양보다 훨씬 큰 별들은 초신성폭발을 하죠. 초신성 터지면어떻게 될까요? 초신성의 밝기는 우리은하에 있는 별 수십개의 밝기와 맞먹을정도로 밝습니다. 이게 지구 근처에서 터지면 증발해야겠죠. 초신성이 된 별은 폭발로 겉부분을 날려내고 안쪽은 계속 중력에 의해 안쪽으로 모여들죠. 그래서 엄청난밀도를 갖게됩니다. 그렇게 중성자별이 되거나, 빛도 못빠져나갈만큼 탈출속도가 커지면 블랙홀이 되죠. 죽어서도 사고치고가는군요!.