'초기질량'에 따른 별의 진화를 볼까요?
By 김민재
2017-11-07 18:04:59 1652

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그림 5. 별의 일생. 모든 별은 성운에서 태어나서 성운으로 다시 돌아갑니다. 원시별의 초기질량에 따라서 별들의 너무나도 다른 진화과정이 나타나 있습니다. 출처 : http://espace-univers.blogspot.de


초기질량에 따른 별의 진화 과정


그럼 이제 별의 초기질량에 따른 대략 6가지의 각각 다른 진화 과정들을 살펴보겠습니다. 그림 5는 원시별의 초기질량에 따라서 별들의 각각 다른 진화과정을 그림으로 나타낸 것입니다. 모든 별은 성운에서 태어나 성운으로 다시 돌아갑니다. 원시별의 초기질량에 따라서 각각의 별들이 너무 다른 진화과정으로 그들만의 일생을 보내는 것을 확인 할 수 있습니다. 심지어 별이 되지 못하고 갈색 왜성으로 평생을 사는 천체도 있으며, 태어난지 얼마 지나지 않아서 금방 블랙홀이 되는 천체도 있습니다. 아래 설명부터는 모든 기준이 태양의 질량[6]입니다. 우리 지구의 질량 (M⊕)은 보통 별을 기준으로 했을 때 너무나도 작기 때문에 흔히 모든 천체들은 태양을 기준으로 설명합니다.


① 초기질량(M0) ≤ 0.075 M⊙ : 원시별 -> 갈색 왜성


초기질량이 태양의 0.075배보다 작다면, 원시별은 정상적인 별이 되지 못하고 갈색 왜성의 모습으로 평생을 살아 가게 됩니다. 요즘 큰 이슈가 되고 있는 갈색 왜성에 대해서 말씀드리자면, 엄밀히 갈색 왜성이라는 천체는 별이 아닙니다. 앞서 말씀드린 별의 정의대로, 별이란 가벼운 원소들의 핵융합 반응을 통해 에너지를 생성하며 스스로 빛을 내는 구형 천체를 말하기에, 수소 핵융합을 하지 못하는 갈색 왜성은 별도 아닌, 그렇다고 행성도 아닌 묘한 존재입니다. 


갈색 왜성은 태양 질량의 대략 8% 미만의 질량만을 가지고 있는 천체입니다. 왜성(矮星; 난쟁이 별; dwarf)이라는 명칭을 가지고 있지만, 질량이 가벼운 탓에 연속적인 수소 핵융합 반응을 하지 못하기에 중수소나 리튬만을 태울 수 있는 천체입니다. 따라서 핵에서 연속적인 수소 핵융합 반응을 유지할 만한 중력을 가지지 못하는 갈색 왜성은 별의 정의에서 벗어납니다. 애초에 질량 자체가 너무 작아서 별이 되지 못한 것이기에, 갈색 왜성은 “failed star” 라고 불립니다. 


갈색 왜성에도 여러가지 종류가 있는데, 질량이 목성의 13배가 넘으면 중수소와 헬륨3를 태울 수 있고 대략 65배를 넘으면 리튬을, 70배를 넘으면 붕소와 베릴륨을 태워 헬륨4로 만들 수 있는 3가지 종류의 갈색 왜성이 있습니다. 위의 중수소와 헬륨3, 리튬, 붕소 등은 별 내부에 극소량만이 존재하기 때문에 내부에 이들 연료가 줄어들면서 갈색 왜성은 서서히 식어가게 됩니다. 이 3가지 종류의 갈색 왜성 모두 수소 핵융합 반응은 하지 못하기에 현재 항성 정의상 갈색 왜성은 별의 범주에서 탈락되었습니다. 갈색 왜성은 표면 온도가 낮아(빈의 변위법칙을 통해서) 보통 적외선 영역을 위주로 빛을 발산합니다. 표면 온도가 매우 낮은 탓에 갈색 왜성이 내뿜는 광도도 매우 어둡습니다.


② 초기질량(M0) ~ 0.075 - 0.45 M⊙ : 원시별 -> 주계열성 적색 왜성 -> (청색 왜성) -> 백색 왜성


초기질량이 태양의 0.075 - 0.45배인 별들은 적색 왜성 주계열성이 됩니다. HR 도표에 (그림 4) 따르면 적색 왜성의 스펙트럼형은 대부분 어두운 K형으로부터 M형까지이며, 질량이 작아 표면 온도가 낮습니다. 우주에 있는 별들의 약 90% 정도가 적색 왜성인 것으로 알려져 있습니다. 적색 왜성은 우주에서 가장 많은 종류의 별입니다. 


우주상에서도 태양보다 밝고 큰 별은 상당히 많습니다만, 통계적으로 분석하면 달라집니다. 태양은 특별할 것 전혀 없는 작은 별일 뿐이지만 밝기로만 보면 상위 1%안에 들어가는 밝은 별입니다. 이 적색 왜성의 숫자가 너무 많기 때문입니다. 태양보다 더 무거운 별들이 가벼운 별들보다 훨씬 희귀합니다. 


적색 왜성과 갈색 왜성과의 차이점이라면 먼저 질량을 들 수 있습니다. 적색 왜성은 내부 수소를 핵융합 반응을 통한 헬륨으로 바꿈으로써 나오는 에너지를 빛의 형태로 내뿜습니다. 적색 왜성의 내부는 전체적으로 대류층만 있기에, 핵융합 과정에서 헬륨이나 기타 무거운 원소가 중심핵에 축적되지 못합니다. 따라서 상대적으로 수소 핵융합이 늦습니다. 그래서 적색 왜성의 수명은 질량이 큰 별들보다 훨씬 깁니다. 적색 왜성의 질량이 작은 경우 17조 5000억년까지 버틸 수가 있다고 하니 영겁의 세월을 사는 별들 입니다. 


적색 왜성들도 질량에 따라서 그 최후가 역시 달라집니다. 질량이 상대적으로 큰 적색 왜성은 적색 거성이 될 수 있습니다만, 태양의 미래 모습인 적색 거성의 그것보다는 훨씬 작습니다. 작은 적색 왜성은 표면적 모습만 바뀌게 됩니다. 수소를 모두 소진하고 헬륨을 쓰게되면서 청색 왜성이라는 모습으로 진화를 할 것이라고 예측됩니다. 하지만 이를 관측하려면 현 우주의 나이의 150배인 2조 년 이상을 기다려야 합니다. 우주 나이보다 긴 별이라니 참 아이러니 하지만, 적색 왜성의 노년이 아직오지 않았을 뿐입니다. 우주는 끊임없이 변하고 진화할 것이고, 적색 왜성은 결국 생을 마감하게 될 것입니다. 영겁의 세월이 여러 번 흐른 후에는 적색 왜성의 수명이 우주의 나이보다 짧아질테고, 이때 즈음이면 우리도 청색 왜성이라는 이론적 천체를 볼 수 있을 것입니다. 


한 가지 재미있는 사실은, 이러한 적색 왜성들은 우주가 처음 생길 때부터 만들어진 별들은 아니라는 점입니다. 빅뱅이 시작되고 최초의 별들은 수소, 헬륨, 리튬 등의 가벼운 원소로만 만들어졌지만, 적색 왜성들에선 핵융합으로 인해 만들어진 중금속성 원소가 발견되기 때문입니다. 이들은 초신성 폭발로만 만들어질 수 있는 물질들이기에, 이러한 별들은 최초의 별이 죽은 이후에 만들어졌을 가능성이 크다는 점입니다. 그말은 우리가 청색왜성 보려면 좀 더 오랜 시간이 필요하다는 말과도 같습니다. 적색 왜성의 말년 역시 질량이 작은 별들의 무덤인 백색 왜성이 되리라고 예측합니다.


③ 초기질량(M0) ~ 0.45 - 13 M⊙ : 원시별 -> 주계열성 -> 적색 거성 -> 행성상 성운 -> 백색 왜성


태양 질량의 0.45 - 13배인 별들은 태양과 비슷한 진화 단계를 거칩니다. 주계열성에 진입하고 난 후, 수소를 모두 소진한 별은 적색 거성 단계에 진입하게 되면서부터 헬륨을 핵융합 시키기 시작합니다. 탄소를 만들기 시작하는 시기입니다. 하지만 탄소를 핵융합 할 만큼 높은 온도와 압력을 가질 수는 없는 환경이기에 더 이상의 진화는 불가능합니다. 태양같은 별들은 질량이 작은 이유로 탄소가 핵융합 반응을 일으키는데 필요한 열과 압력을 가할 수 없기 때문입니다. 


헬륨 핵융합으로 발생한 막대한 중력에 길항하는 복사압으로 인하여 적색 거성의 외피층은 수만 년에 걸쳐서 우주 공간으로 날아가 버리게 됩니다. 날아간 외피층은 행성상 성운을 이루게 되는데, 행성상 성운은 태양과 같은 유형의 별들이 그들의 일생을 다 하고 백색왜성이 되기 전 거대한 크기로 팽창한 외피층을 자신의 강력한 항성풍을 이용하여 우주공간으로 대량으로 방출하는 천체를 말합니다. 이것이 성운의 형태로 관측이 되기에 성운이라는 이름이 붙었고, 행성 모양을 띠고 있어서 행성상 성운(그림 6)이라는 이름이 붙었습니다. 하지만 생성 과정에서 행성은 전혀 관련이 없습니다. 


그림 6. 헬릭스 성운. 대표적인 행성상 성운의 모습인 헬릭스 성운입니다. 천문학 책에 가장 많이 등장하는

표지중 하나입니다. 출처 : NASA


이때 즈음이면 각각의 태양계엔 행성은 이미 사라지고 없습니다. 행성상 성운은 중심부에 백색 왜성이 관측되며 매우 높은 온도의 가스가 방출되는데 (짧은 파장의 자외선 파장 발생) 이 가스들이 이온화되어 있어서 상당히 아름다운 색을 띄게 됩니다. 이들의 중심부(탄소)는 점점 수축하여 결국 백색 왜성이됩니다. 


백색 왜성은 보통 핵 융합 반응을 통해 생성된 탄소(와 혹은 산소)를 주성분으로 하고 있으며, 더이상 핵융합 반응을 일으킬 수 없으므로 스스로의 중량을 지탱할 힘을 얻을 수 없습니다. 따라서 백색 왜성은 점차 스스로 무너지게 되지만, 전자축퇴압에 의해 붕괴를 멈추고 안정되게 됩니다. 백색 왜성의 표면 온도는 상당히 높습니다. 하지만 이는 별의 붕괴 과정에서 발생한 에너지일 뿐, 역시 스스로 에너지를 생산해서 내는 온도는 아닙니다. 따라서 백색 왜성의 추후 진화 과정은 점점 식어버리는것 그 이상 그 이하도 아닙니다. 


완전히 식어서 보이지 않을때의 왜성은 우리는 흑색 왜성이라고 하는데, 이론적으로 100,000K에 달하는 백색 왜성이 보통 5K이하인 흑색 왜성이 되는 데에 걸리는 시간은 900조년에 달합니다. 청색 왜성과 마찬가지로 흑색 왜성은 아직까지 존재하지 않습니다. 흑색 왜성 역시 언젠간 우주에서 모습을 드러낼 것입니다.


태양의 미래도 백색 왜성입니다. 계산에 따르면 대략 지금으로부터 약 78억년 뒤에 백색 왜성으로 진화할 예정입니다. 이때 즈음되면 지구는 당연히 없겠죠. 적색 거성이 되기 훨씬 이전부터 말입니다.


④ 초기질량(M0) ~ 13 - 25M⊙ : 원시별 -> 주계열성 -> 청색초거성 -> (적색 거성) -> 초신성 -> 중성자별


태양 질량의 13 - 25배인 별들은 중성자별로 가는 운명을 지니게 됩니다. 재미있는 점은 이 무거운 별들은 초거성(supergiant)이라는 매우 무겁고 매우 밝은 별들로 진화하는데, 어찌나 밝은지 청색으로 보일 정도 입니다. 불꽃을 예로 들면 긴파장의 빨간빛보다 짧은 파장의 푸른빛의 온도가 더 높습니다(빈의 변위법칙: 온도와 파장 사이의 반비례 관계). 별들도 마찬가지 입니다. 적색보다는 청색이 온도가 훨씬 더 높은 별들입니다. 이들은 HR 도표에서 맨 위 영역을 차지하며, 온도는 약 3,500 ~ 20,000K 사이입니다. 


초거성은 태양질량의 12 배 이상의 질량을 가지고 있지만, 광도는 태양 광도의 약 만 배에서 백만 배 이상입니다. 초거성은 무거운 주계열성의 별들이 중심핵 수소를 소진할 때(적색 거성과 같이) 바로 진화하기 시작합니다. 작은 질량의 별과는 달리, 수소가 소진되면서 즉각적으로 헬륨을 융합하기 시작하는데 초거성은 헬륨보다 무거운 원소를 융합하기에 충분히 무겁습니다. 이들 중 대개는 철의 생산까지 계속해서 무거운 원소를 태웁니다. 철만큼 안정적인 원소는 없기 때문에 융합반응은 여기에서 멈추게 되지만, 엄청나게 큰 질량으로 인해 이들은 곧 초신성으로서 폭발할 운명에 처해집니다. 그래서 이들은 헬륨이 고갈되었을 때 행성상 성운처럼 자신의 대기층을 방출하지 않습니다. 


O형 주계열성과 B형 주계열성은 대부분 초거성이 됩니다. 이들은 HR 다이아그램에서 왼쪽 윗부분을 차지합니다. 매우 무거운 질량 때문에 이들의 수명은 상당히 짧습니다. 겨우 수십만 년 정도밖에 살지 못하며, 주로 나선은하의 나선팔부분 같은 어린 은하구조에서 쉽게 관측됩니다.


초거성은 높은 광도로 인해 하늘에서 육안으로 가장 잘보이는 밝은 별들입니다. 오리온 자리의 베텔게우스와 안타레스도 적색 초거성입니다. 적색이기에 리겔(청색 초거성)보다는 온도가 높지 않다는 것을 짐작할 수 있습니다. 초거성 과정 이후에 적색 거성을 거치는 별들도 있지만, 거치지 않는 별들도 있다고 알려져 있습니다. 질량이 무거운 별의 운명은 크게 두 가지로 나뉘지만 이들은 공통적으로 초신성 폭발을 겪을 것입니다. 


초거성을 거친 대략 태양 질량의 13배 이상의 별들의 중심부 철핵의 질량이 태양의 1.44배 이상 커지면(찬드라세카 한계) 중심핵의 철을 구성하던 양성자가 전자를 흡수하는 전자 포획이 일어나게 됩니다. 이는 모든 철이 중성자로 변하는 사실을 말합니다. 앞서 언급한 대로, 별의 중력붕괴는 중성자 축퇴압이라는 반발력에 의해 급작스럽게 멈춥니다. 이로 인해 중심핵과 핵으로 쏟아져내리던 외부 층이 차례대로 충돌하면서 강력한 충격파가 발생됩니다. 외부 구조를 이루던 철 이하의 원소들의 급격한 핵반응이 시작되어 별 전체가 동시에 핵반응을 일으키게 됩니다. 그 결과 엄청난 에너지가 발생하게 되고 결국 초신성(supernova) 폭발이 일어나게 됩니다. 


초신성이 빛나는 현상이 우리가 보기엔 마치 새로운 별이 태어나는 것처럼 보이기에 신성이라는 명칭이 붙었지만, 실제로는 수명이 다한 별의 폭발입니다. 이에 따라서 엄청난 에너지가 동반됩니다. 이 때문에 초신성 폭발이 태양 근처에서 일어난다면 고에너지 감마선으로 인해서 태양계 전체가 없어질 수 있습니다. 다행스럽게도 지구 주변에는 초신성 후보가 없습니다. 


초신성 폭발 후 별들의 미래는 2가지로 갈라집니다. 남아 있는 철 핵이 일으키는 중력이 중성자 축퇴압과 강력을 이길 정도로 강하지 않다면, 그 상태에서 좀 더 안정을 추구하게 됩니다. 따라서 남아 있는 중성자로 이루어진 중성자 별로 진화할 것입니다. 중성자별의 밀도는 가히 천문학적으로 높습니다. 중성자별의 질량이 커질수 록 축퇴 되어 있는 중성자별의 핵은 점점 작아지며 어느 값의 이상이 되면 붕괴해서 블랙홀이 되어버리기도 합니다.


⑤ 초기질량(M0) > 25M⊙ : 원시별 -> 청색 초거성 -> 초신성 -> 블랙홀


태양 질량의 25배가 넘는 거대한 별들은 결국 블랙홀로 가게 됩니다. 블랙홀(black hole)은 자연계에서 가장 약한 기본힘인 중력이 가장 강한 강한 상호 작용힘[7]을 이긴 경우입니다. 상당한 질량이 만들어내는 강한 중력 붕괴 덕분에 만들어지는 블랙홀은 형성된 후에도 주변의 질량을 흡수하여 성장할 수 있습니다. 다른 항성을 흡수하거나 블랙홀들끼리 융합하면서 더 큰 질량의 블랙홀이 될 수도 있습니다. 


그림 7. 찬드라 X선 관측선의 궁수자리 A*의 사진. 과학자들은 이곳에 초대형 블랙홀이 있다고 예상하고 있습니다. 출처: NASA


대부분 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다는 것이 물리학/천문학계의 일반적인 견해입니다. 블랙홀 주위를 공전하는 다른 항성이 있을 경우, 그 궤도를 통해 블랙홀의 질량과 위치를 예측할 수 있는데 우리은하 중심 방향에 존재하는 궁수자리 A* (그림 7)가 태양의 4백만 배가 넘는 초대질량 블랙홀임을 밝혔습니다.


2016년 2월 11일, LIGO 합동연구진[8]은 두 개의 블랙홀이 서로 융합하면서 발생한 중력파를 감지함으로써 역사상 최초의 중력파 관측에 성공했다고 발표했습니다. 이는 그 뒤로도 여러번 검증이 되었고, 사실로 판명이 났으며 최초로 블랙홀 쌍성계 융합이 관측된 사례이기도 합니다.


별이 죽고난 후


모든 별의 생이 성간물질에서 시작하는 만큼 모든 별들의 마지막도 다시 성간물질로 돌아갑니다. 별이 거성이나, 초거성의 상태로 진화 후에 그들의 고유 초기 질량에 따라서 그들의 중심핵이 백색 왜성이나 중성자별, 블랙홀로 죽음을 맞이하는 반면, 중심핵의 주변 역시 그들의 고유 초기 질량에 따라서 행성상 성운 (그림 8)이나 초신성 폭발을 통해서 생을 마감하게 됩니다. 


그림 8. 캣츠아이 성운 (NGC6543).고양이의 눈을 닮았다고 해서 캣츠아이 성운이라고도 불리웁니다. 상당히 복잡한 구조를 가지고 있으며, 행성상 성운에서는 거품 상자가 겹쳐보이는 구조를 볼 수 있는데, 별에서 내품는 항성풍의 영향입니다. 출처 : NASA


별들은 폭발을 통해서 자신의 모든 물질을 성간물질에 뱉어 내는데, 따라서 별의 마지막 단계는 보통 성운으로 돌아가는 과정입니다. 성운 어디엔가는 슈퍼버블 이라고 불리우는 별들이 탄생하는 뜨거운 가스로 가득 찬 공간으로 돌아가게 되면 다시 새로운 별의 일생이 시작됩니다. 


주변에 슈퍼버블이 없다면 이 물질들은 심지어는 항성이 없는 떠돌이 행성을 만들기도 합니다. 만약 이들이 지구 같은 행성에 도착하면, 생명체를 구성하는 물질을 만들 수도 있습니다. 지금도 우주 어느 곳에선가는 끊임없이 별이 탄생하고 있고 죽음이 계속 되고 있습니다. 


그림 9. 소마젤란은하 안에 있는 별들의 탄생 지역. 허블우주망원경으로 촬영한 소마젤란은하 안에 있는 별들의 탄생 지역입니다. 붉은 성운을 배경으로 새로 태어난 별들이 밝게 빛나고 있습니다. 출처 : NASA


그림 9는 허블 망원경으로 촬영한 소마젤란 은하 안에 있는 별들의 탄생 지역입니다. 새로 태어난 별들이 밝게 빛나고 있고 아직 핵융합을 시작하지 않은 예비 원시별들이 가득합니다. 별들은 성간물질에서 최소 수백 개씩 무리지어 태어납니다. 성간물질은 밀도가 상대적으로 희박하기에 엄청난 양의 가스와 먼지가 수축하여야 합니다. 군데군데 부분적으로 밀도가 아주 높아진 부분이 생기면, 많은 별이 동시다발적으로 만들어집니다.


빅뱅 대폭발 이후에, 어느 순간에서부터인가 차갑고 어두컴컴한 우주에서 뜨겁고 밝은 별이 탄생합니다. 우주에서 우리가 알고 있는 천체들이 차지하는 비율은 상당히 낮지만, 별이 탄생하면서 우주는 이전보다 훨씬 더 복잡해졌습니다. 따라서 수많은 별의 탄생과 죽음이 138억 년의 우주 역사와 그리고 생명의 탄생에서 중요한 역할을 한 건 자명합니다. 별의 탄생과 함께 우주에는 이전에 없던 물질들이 생겨났고, 생명이 태어났습니다. 모든 별들의 각각 다른 고유의 진화과정이 없었다면, 또 초신성 폭발같은 진화가 없었다면 우리 인간은 태어나지도 못했을 것입니다. 그런 의미로 별은 우리의 고향이고 우리는 별들의 후손입니다. 우리 모두는 같은 조상을 가지고 있고, 우리의 조상인 별들은 우리와 같은 원소로 이루어져 있는 또 다른 우리입니다. 우리가 우주입니다. 우리가 바로 130억 년 우주와 함께 살아 숨쉬는 우주입니다.


각주

[6] 태양의 질량은 M⊙ 라고도 나타내는데, 이는 Solar Mass라고 부릅니다.

[7] 강한 상호작용(strong interaction)은 물리학에서 다루는 개념으로 원자핵이나 중간자들이 결합하고 상호작용하게 하는 힘입니다.

[8] 우리나라도 포함되어 있습니다.


김민재(mkim@astrophysik.uni-kiel.de)

Institute of Theoretical physics and Astrophysics,

Christian-Albrechts-Universität zu Kiel, Germany

- CARMENES scientific member

- FOR 2285 Research Unit “Debris Disks in Planetary Systems” member

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