탄소별

탄소별(Carbon stars)은 항성대기의 화학성분 중 탄소가 산소보다 많은 항성이다. 탄소별 중에서도 자체 진화로 탄소별이 된 고전적인(classical) 탄소별은 점근거성가지별이며 쌍성의 질량교환에 의하여 다른별의 탄소 물질이 들어와 탄소별이 된 비고전적인 탄소별은 대부분 거성 단계의 항성이다. 점근거성가지별들 중에 작은 질량이나 큰 질량의 항성은 산소가 풍부한 M형 항성이고, 중간 정도의 질량을 가진 항성들이 탄소별이라고 믿어진다. 점근거성가지 단계의 탄소별은 표면온도가 낮지만(3000-2000 K), 반경이 매우커서 밝기가 태양의 5000-10000배에 해당하는 적색거성 또는 적색초거성이다. 강한 맥동에 의한 충격파에 의하여 표면대기가 확장된 상태이며 더 바깥쪽에는 먼지(dust)층을 가지고 있다. 이 먼지층 때문에 적외선초과 현상이 관측된다. 맥동주기가 길어질수록 먼지층의 두께는 두꺼워진다. 먼지층이 두꺼울 경우에는 가시광선으로는 보이지 않고 적외선으로 관측된다. 탄소별 대기에는 다양한 탄소 분자가 존재하며 바깥쪽 먼지층에는 주로 비정질탄소 먼지와 탄화 규소(SiC), 황화마그네슘(MgS) 먼지가 존재한다.

목차

탄소별의 생성 원인은 항성 표면의 화학성분에서, 탄소가 산소보다 많아지기 때문이다. 점근거성가지 단계에서의 껍질부분에서의 헬륨의 핵반응에 의한 열맥동(thermal pulse) 현상은 헬륨 핵반응에 의하여 만들어진 탄소원소들을 표면으로 나오게 할 수 있다. 이런 현상은 중간 질량대의 항성에서 나타난다. 열맥동에 의한 충격파는 대기를 바깥쪽으로 확장시켜서 맥동의 진폭과 주기를 증가시키는 역할을 한다. 열맥동은 내부의 중원소를 표면으로 방출하여 대기의 화학성분을 바꾸는 역할도 할 수 있다(이 과정에서 탄소별이 만들어질 수 있다.)

점근거성가지별 단계의 항성들 중에 작은 질량의 항성은 열맥동이 효율적으로 일어나지 않아서 산소가 풍부한 M형 항성을 유지하여 규산염 먼지층을 가지며, 중간 정도의 질량을 가진 항성들이 효율적인 열맥동에 의한 탄소 생성으로 고전적인 탄소별이 되어 탄소 먼지층을 갖게 되고, 질량이 아주 큰 경우에는 껍질에 온도가 높아져서 생기는 탄소를 질소로 변환하는 핵반응에 의하여 항성 표면의 화학성분은 산소가 풍부함을 유지하며 막대한 OH 전파 메이져선과 두꺼운 규산염 먼지층에 의한 강한 적외선(IR)을 방출하는 OH/IR 항성이 된다.

탄소별은 고전적인 탄소별(C-R, C-N)과 비고전적인(non-classical) 탄소별(C-J, C-H)로 분류된다. 고전적인 탄소별은 홑별(single star)로서 점근거성가지별의 진화 단계에서 탄소별이 된 것이다. 비고전적인 탄소별은 쌍성의 동반성으로 믿어지는데, 주성이 고전적인 탄소별일때 만들어진 탄소가 동반성의 대기로 유입되어 동반성이 탄소별이 되었다. 이때 주성은 이미 백색왜성 단계로 진화 하였으며 탄소별인 동반성은 점근거성가지 단계가 아닌 경우도 있으므로 고전적인 탄소항성과 매우 다른 특성들(맥동, 먼지층, 화학성분, 온도, 광도)을 보일 수 있다. 비고전적인 탄소별은 스스로 탄소별이 된 것이 아니고 근접쌍성을 구성하는 다른 별의 탄소 물질이 들어와서 탄소별처럼 보이는 것이다. 고전적인 탄소별은 미라형변광성이고 또한 점근거성가지별이다. 현재까지 확인된 우리은하 내의 전체 탄소별의 갯수는 약 1000여개 이상이다.

은하에 존재하는 항성들은 상당수가 쌍성 또는 다중성으로 알려져 있다. 그 중에는 근접쌍성이 많이 있고 이들은 진화 도중에 서로의 질량을 교환 할 수 있다. 이런 별들을 관측하면 보통 점광원으로 보이기 때문에 복잡한 특성의 원인을 명확히 밝히기 어려운 경우가 많다. 홑별에서는 절대 일어날 수 없는 일들이 서로 질량을 교환하는 쌍성에서는 다양하게 일어날 수 있기 때문이다. 그 대표적인 경우가 앞에서 언급한 비고전적 탄소별과 규산염탄소항성(silicate carbon stars)이다. 규산염탄소항성은 규산염먼지입자와 탄소먼지 또는 분자가 동시에 관측되는 항성이다. 거의 균일한 항성풍을 보이는 점근거성가지별 홑별의 경우 껍질에서의 헬륨 핵반응에 의하여 화학성분이 변하는 아주 짧은 과도기에만 이런 현상이 관측될 수 있지만 쌍성의 경우에는 질량이동에 의하여 이전에 만들어진 규산염먼지가 이미 화학성분이 변한 탄소별 주변의 쌍성 먼지원반에 오랫동안 머물 수 있다.

탄소별의 확장된 대기 바깥쪽 온도 1000 K 부분에서 탄소가 풍부한 먼지층이 만들어지고 중심별 복사에 대한 불투명계수가 높은 먼지입자들이 강한 항성풍을 만든다. 먼지를 포함하는 강한 항성풍은 질량결손을 주도한다. 연간 질량결손률은 연간 10^-7-10^-5 태양질량 정도로 매우 큰 편이며 중심별의 껍질부분이 소진되고 축퇴된 핵이 드러날 때까지 계속된다. 은하계에 존재하는 먼지입자는 대부분 점근거성가지별 주변에서 만들어 진다고 믿어진다.

열적맥동과 먼지층의 역할로 미라형변광성의 껍질부분이 성간물질로 방출되는 과정은 껍질부분이 완전히 소진되어 중심핵만 남는 상태까지 계속된다(질량에 따라 백만년에서 천만년 소요). 이 껍질부분이 거의 사라지는 마지막 단계에서 행성상성운(약 1만년 지속)을 거쳐 껍질부분이 완전히 사라진 축퇴된 중심핵은 백색왜성이 된다.

고전적인 탄소별의 두꺼운 먼지층에는 주로 비정질탄소(amorphous carbon) 먼지와 탄화 규소(SiC), 황화마그네슘(MgS) 먼지가 존재하며 강한 항성풍의 형태로 성간물질로 방출된다. 이러한 물질들이 성간매질에서 상당한 변화 과정을 겪는다고 믿어진다. 비정질탄소는 자외선에 노출된 상태에서 흑연(graphite)이나 다환방향족탄화수소(polycyclic aromatic hydrocarbon, PAH)로 변질될 수 있다고 알려져 있다. PAH는 점근거성가지별 단계에서는 관측되지 않고 후점근거성가지별 단계에서는 미약하게 보이며 행성상성운 단계에서는 매우 강하게 관측된다. 성간먼지에 분포하는 대부분의 PAH나 흑연은 탄소별에서 만들어진 비정질탄소에서 변질된 것으로 믿어진다. 산소가 풍부한 점근거성가지별에서 방출되는 규산염먼지 입자는 상대적으로 약한 변질과 변형을 겪으며 성간먼지로 존재한다고 믿어진다. 항성의 진화 말기에 만들어지는 먼지는 성간먼지의 중요한 원천이 되며 이는 항성 탄생의 기본 재료가 된다.