우주 (6): 별의 탄생, 그리고 죽음

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• 우주 (1): 우주란 무엇인가?
• 우주 (2-1): 우주의 탄생
• 우주 (2-2): 빅뱅 이론 이외의 가설들
• 우주 (3): 빅뱅 이후의 우주
• 우주 (4-1): 태양계 행성
• 우주 (4-2): 태양계 행성 이외의 것들
• 우주 (4-3): 태양계 너머 성간 공간으로
• 우주 (4-4): 성운
• 우주 (5): 우주 탐사선 보이저 1호, 보이저 2호

 

서론

 

별의 탄생, 그리고 죽음은 우주의 신비와 놀라움을 탐험하는 매혹적인 주제입니다. 별은 우리가 인간으로서 이해하고자 하는 우주의 수많은 비밀과 무한한 아름다움을 담고 있습니다. 별의 탄생은 어떻게 시작되는지, 무엇이 그들을 빛나게 하고 있는지 궁금하지 않으신가요? 이를 통해 우주의 기원에 대한 흥미로운 인사이트를 얻을 수 있을 것입니다.

하지만 별들의 삶은 끝이 있습니다. 그들은 죽음을 맞이하며, 이는 우주적인 서사시의 일부입니다. 이 글에서 별의 죽음이 우주의 새로운 생명과 행성의 형성을 어떻게 이끌어내는지 알아볼 것입니다.

 

본론

원시 별의 생성

 

 

이전 글에서 잠깐 소개 했던 오리온 성운으로 별의 탄생 예를 들어보겠습니다. 오리온 성운의 깊은 곳에서는 새로운 별들이 탄생하고 있습니다. 별의 요람이기도 합니다. 별을 만드는 가장 중요한 동력은 중력입니다. 성운을 구성하는 물질들은 상대적으로 무거운 중심으로 수축하면서 운동에너지로 가열됩니다. 충분히 많은 물질들이 중심으로 모이면 별은 타오르기 시작합니다. 오리온 성운에서는 약 700개 정도의 원시 별이 이런 방식으로 만들어지고 있습니다.

별이라고 불리기 위해서는 스스로 빛을 내야 하는 조건이 항상 붙습니다. 그래서 태양은 별이라고 부를 수 있지만 지구는 별이 아닌 행성으로 구분됩니다. 별은 어떻게 스스로 빛을 낼까요? 이를 알기 위해서는 별이 어떤 물질로 구성되어 있는지 알아야 합니다. 별의 구성 물질은 선 스펙트럼을 통해 알 수 있습니다.

 

선 스펙트럼 (Line Spectrum)

 

 

빛은 파장에 따라 여러가지 색으로 나누어 집니다. 위 그림에 나타난 두 개의 선 스펙트럼을 각각 흡수 스펙트럼, 방출 스펙트럼이라고 합니다. 흡수 스펙트럼에서 검은 띠가 나타나는 이유는 해당 물질이 특정한 영역의 빛을 흡수하기 때문입니다. 물질의 고유한 지문이라고 할 수 있습니다. 따라서 검은 선의 위치를 분석하면 별의 구성 성분이 무엇인지 알 수 있습니다.

원시 별을 구성하는 대부분의 물질은 우주 상에 가장 흔한 물질인 수소입니다. 수소에는 양성자 1개, 전자 1개로 이루어져 있습니다. 수소는 중력으로 인해 별의 중심으로 몰려들면서 원시 별이 매우 뜨거워집니다. 이로 인해 전자는 많은 에너지를 얻고 양성자로부터 자유로운 상태인 플라즈마 (Plasma) 상태가 됩니다. 양성자는 전기적으로 같은 전하를 띄고 있기 때문에 서로를 밀어냅니다. 이 때 원시 별의 온도는 약 10,000,000℃ 입니다. 이 정도의 온도라면 양성자의 속도는 전자기력을 이겨낼 만큼 빠르기 때문에 서로 가까워질 것입니다.

핵융합 반응 (Nuclear Fusion)

 

 

 

이제 두 양성자는 강력으로 단단하게 결합합니다. 이와 같은 현상을 핵융합 반응이라고 하며, 태양에서도 일어나고 있습니다. 이 반응이 연쇄적으로 일어나게 되는데, 두 양성자 중 하나는 양전자 (Positron, 전자의 반물질)와 중성미자 (Neutrino)라는 물질을 방출하면서 전기적 성질을 잃고 중성자 (Neutron)라는 물질로 바뀝니다. 양성자가 방출한 양전자는 약간의 에너지를 만들어 냅니다. 양전자는 전자와 만나 두개의 광자 (Photon), 즉 빛을 내며 에너지를 방출하고 소멸합니다. 중성자는 양성자에 여러 개 더해질 수 있습니다. 일반적으로 수소는 중성자가 1개이지만, 2개를 가진 수소인 중수소 (Deuterium)가 만들어집니다. 그리고 이 중수소에 양성자가 충돌하여 양성자 2개와 중성자 1개를 가진 헬륨-3이라는 물질로 바뀝니다 (뒤에 붙는 숫자는 양성자와 중성자 갯수의 합을 뜻합니다.). 이 헬륨-3 2개가 다시 충돌을 일으켜 양성자 2개를 튕겨내고, 양성자 2개와 중성자 2개를 가진 헬륨-4가 만들어집니다.

이러한 일련의 과정을 통해 에너지가 발생합니다. 사실 이 반응은 더 심층적인 반응을 통해 이루어지지만, 우리가 이해하기에는 이 정도면 충분합니다.

(여담으로, 별의 수소 핵융합 반응으로 인해 생긴 헬륨이라는 이름은 태양의 스펙트럼에 의해 발견되었기 때문에 그리스의 태양신인 ‘헬리오스’에서 유래했습니다.)

 

주계열성 (Main Sequence Star)과 적색왜성 (Red Dwarf)

 

 

태양을 포함한 수소를 헬륨으로 바꾸는 과정에서 에너지를 얻는 별을 주계열성이라고 부릅니다. 별의 일생 중 가장 긴 시간을 차지합니다. 주계열성은 수소 핵융합 반응 덕분에 밖으로 밀어내는 압력을 만들어내고 안으로 수축하는 중력과 균형을 이룰 수 있습니다. 이 단계에서 별의 크기는 대부분 안정적으로 유지됩니다. 태양 질량의 절반이 채 되지 않는 별들은 수소를 아주 천천히 태우며 약 1,000℃의 온도로 붉게 빛납니다. 주계열성 중에서도 작고 붉은 별들을 적색왜성 이라고 부릅니다.

일반적으로 별의 질량이 작을수록 수명이 깁니다. 10% 정도의 태양 질량을 갖는 이 별은 약 3조 년을 살 수 있습니다. 이 수치는 우리가 다루기에 너무 큰 규모입니다. 우주의 나이가 138억 년인 것을 생각해 본다면 적색왜성의 끝을 가늠하기가 쉽지 않습니다.

 

적색거성 (Red Giant) : 알데바란 (황소자리 알파성, Aldebaran, Alpha Tauri)

 

 

알데바란은 수소를 모두 소진하여 주계열성 상태를 지나 적색거성 단계로 진입한 상태입니다. 알데바란의 반지름은 태양보다 약 45배 큽니다. 하지만 질량은 태양과 거의 비슷합니다. 그 이유는 굉장히 흥미롭습니다.

핵융합 반응으로 만들어진 헬륨은 2개의 양성자를 갖고 있고 수소보다 양성자의 반발력이 커서 기존의 온도에서는 헬륨의 핵융합 반응이 일어나지 않습니다. 하지만 별의 중심에서 멀리 떨어진 바깥 껍질에는 여전히 수소가 존재하고 있습니다. 다만 이 껍질은 밀도가 낮고 온도 역시 낮기 때문에 수소의 핵융합 반응이 일어나지 않습니다. 중력은 여전히 주변의 물질을 별의 중심부로 향하지만 알데바란의 중심은 중력에 대항할 에너지가 더 이상 존재하지 않습니다. 이제 알데바란은 압축과 폭발의 균형점을 상실하고 수축만 하게 됩니다. 이 때 압축으로 인해 바깥 수소의 밀도와 속도가 높아져 다시 헬륨을 만들어 낼 수 있는 온도가 확보됩니다.

하지만, 처음 설명한 핵융합 반응과는 달리, 별의 껍질에서 핵융합이 일어납니다. 이것이 수소 껍질 연소입니다. 훨씬 더 많은 영역에서 수소의 핵융합 반응이 일어나면서 알데바란은 엄청난 에너지를 방출합니다. 알데바란의 표면은 팽창하지만 중심은 중력으로 인해 계속 수축합니다. 껍질은 중심에서 계속 멀어져 별의 중력에서 벗어나기 시작합니다. 이 상태가 현재의 알데바란입니다. 알데바란은 태양의 미래와 같습니다. 약 50억년 후 태양은 수소를 모두 소진한 후 적색거성의 절차를 밟아나갈 것입니다.

행성상성운 (Planetary Nebula)과 백색왜성 (White Dwarf)

 

 

수소 껍질은 계속 연소하고 있지만 알데바란의 내부에는 헬륨밖에 없습니다. 헬륨은 여전히 중력으로 인해 밀집하면서 중심의 온도를 상승시킵니다. 중심 온도는 약 1억℃에 도달합니다. 헬륨의 핵융합 반응이 진행될 수 있는 충분한 온도까지 도달했습니다. 중심부의 헬륨이 융합되어 탄소와 산소가 만들어지고 에너지가 방출됩니다. 헬륨의 핵융합 반응으로 인한 에너지 방출과 중력 수축의 미세한 불균형으로 알데바란의 껍질을 구성하던 물질의 일부는 우주로 떨어져 나갑니다. 이로 인해 별의 바깥에는 행성상성운이라는 가스층이 형성됩니다. 밖으로 드러난 별의 핵은 성운의 한 가운데에서 하얗게 빛납니다. 이렇게 알데바란은 백색왜성 단계에 진입합니다.

백색왜성은 대부분의 별들에게 마지막 종착지와 같습니다. 백색왜성은 흰 빛을 발하는 뜨거운 별이고 작지만 밀도가 매우 높습니다. 이는 별이 죽기 직전의 순간으로, 원자가 녹아 밀착된 상태입니다. 티 스푼만한 크기의 질량이 1t이나 될 정도로 밀도가 매우 높습니다. 이는 태양의 쓸쓸한 운명을 보여줍니다. 지금으로부터 60억년 후, 태양은 백색왜성이 됩니다. 하얗게 빛나고 있지만 엄밀히 말하면 별이라고 부를 수는 없습니다. 중심에서 더 무거운 원소가 합성될 만큼 충분한 중력이 없기 때문에 더 이상 핵융합 반응이 일어나지 않기 때문입니다. 이는 수백 억 년 동안 매우 천천히 식어 흑색왜성 (Black Dwarf)이 되고 사람의 눈에 보이지 않게 될 것입니다. 이것이 별 일생의 끝입니다.

 

결론

 

그러나 잠깐 생각해보면 이러한 별이 존재할 수 있다는 것이 이상합니다. 백색왜성에는 오로지 중력만이 작용하고 있고, 별은 이러한 중력에 저항할 수 있는 힘이 없어 보이기 때문입니다. 이런 상황이라면 별은 중심을 향해 계속 수축하여 붕괴해야 할 것 같습니다. 하지만 백색왜성은 모양과 형태를 잘 유지하고 있습니다. 어떻게 자체 중력으로 붕괴하지 않고 형태를 잘 유지할 수 있었을까요? 바로 파울리의 배타 원리 (Pauli Exclusion Principle)때문입니다.

이에 따르면, 전자는 같은 양자 상태를 가질 수 없습니다. 즉, 전자는 서로 다른 공간에 존재해야만 합니다. 백색왜성 내부의 좁은 공간에 가득 들어차 있는 전자의 밀어내는 압력, 다시 말해 전자 축퇴압이라 불리는 힘이 별의 중력 붕괴를 막아주고 있는 것입니다. 만약 별이 너무나 무거워서 전자 축퇴압보다 중력이 더 강할 수 있다면 별은 어떤 운명을 맞이하게 될까요?

유명한 천체물리학자였던 찬드라세카는 1930년 19살에 이 문제를 놓고 고민했다고 합니다. 이를 알기 위해 좀 더 깊히 알아봐야 할 것 같습니다.