항성진화

항성진화

태양의 일생. 태양은 주계열 상태로 약 100억 년을 유지할 수 있다.

항성진화(恒星進化, stellar evolution) 혹은 별의 진화는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 천체 물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 항성의 내부구조가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다.

탄생

삼각형자리 은하에 있는, 항성이 대량으로 탄생하는 지역인 NGC 604

독수리 성운 내 항성들이 태어나는 장소인, '창조의 기둥'으로 명명된 그림. 허블 우주 망원경이 촬영

항성의 진화는 항성 양성소(stellar nursery)라고도 부르는, 거대분자구름(GMC) 내부에서 시작된다. 대부분 우주의 빈 공간 밀도는 1세제곱센티미터당 분자 0.1~1개 수준이지만, 거대분자구름 내부의 밀도는 보통 1세제곱센티미터당 수백만 개의 분자가 존재한다. 분자구름의 지름은 50~300광년이며 태양질량의 10만 배에서 1천만 배에 이르는 물질이 존재한다.

분자구름이 은하 중심의 주위를 공전하면서, 여러 요인 중 하나로 인해 중력 붕괴 현상이 일어나게 된다. 분자구름끼리 충돌하거나, 은하 나선팔의 밀도 높은 영역을 통과할 수 있다. 근처 초신성 폭발 역시 자신의 잔해를 빠른 속도로 분자구름 내로 돌진시켜서, 중력붕괴를 일으키는 원인이 되기도 한다. 은하와 은하끼리의 충돌로 인해 양쪽 은하에 있던 가스 구름끼리 조석력에 의해 응축하고 섞여서 항성이 대량으로 생겨날 수도 있다.

분자구름은 수축하면서 작은 부분들로 나뉜다. 이런 작은 조각들 내에서, 응축하는 가스는 중력 작용에 의한 위치 에너지를 열의 형태로 발산한다. 가스의 온도와 압력이 증가하면서 분자구름의 조각들은 원시별로 불리는, 회전하는 뜨거운 가스 덩어리를 만들어낸다.

처음 태어나는 항성들은, 항성의 재료가 되고 남은 분자구름 속에 예외없이 깊숙이 감추어져 있으며, 가시광선으로 볼 수 없다. 종종 이렇게 아기별들을 품은 분자구름은 주변 가스가 방출하는 밝은 빛에 대비되어 실루엣 형태로 드러나기도 한다. 이들을 보크 구상체라고 부른다.

태어날 때의 질량이 매우 작은 천체는 핵융합 작용을 일으킬 온도를 조성하지 못하는데, 이들을 갈색왜성이라고 부른다. 항성과 갈색왜성을 구별하는 경계선은 그 천체의 화학적 조성에 달려 있다. 중원소함량(별을 구성하는 원소 중 수소와 헬륨보다 무거운 원소들의 양)이 높은 천체의 경우 항성이 될 수 있는 질량의 하한선은 낮아진다. 목성질량의 13배가 넘는 갈색왜성들은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있기 때문에 일부 천문학자들은 이 수준을 넘는 천체만 갈색왜성으로 취급한다. (이 질량은 행성보다는 크나 준항성 수준에는 미치지 못한다.) 갈색왜성은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있을 정도로 무거운 경우나 또는 그렇지 못한 경우에 상관없이, 희미하게 빛나다가 수 억 년의 시간을 두면서 천천히 식어간다.

좀 더 질량이 무거운 별들의 경우 중심핵의 온도가 천만 켈빈 정도에 이르게 되며, 양성자-양성자 연쇄 반응이 발동되고 수소가 핵융합을 일으키면서 중수소를 거쳐 헬륨으로 변환된다. 태양질량보다 근소하게 무거운 별들의 경우, CNO 순환으로 대부분의 에너지를 생산한다. 중심핵에서 생산된 에너지를 통해 복사압이 형성되며 이 복사압은 위에서 누르는 무게에 저항하여 항성이 중력붕괴를 일으키는 것을 막는데, 이 상태를 유체정역학적균형 상태라고 한다. 이때부터 항성은 안정된 크기를 유지하게 된다.

대마젤란 은하 내에 있는 항성 양성소 LH 95

새로 태어난 별들은 크기와 색이 제각각이다. 이들의 분광형은 뜨겁고 푸른 색에서부터 차갑고 붉은 색까지 걸쳐 있다. 질량은 최소 태양의 0.085배에서 최대 20배 이상까지 다양하다. 한 항성의 밝기와 색은 표면 온도에 달려 있으며, 이 차이를 결정하는 근본적인 요인은 질량이다.

젊은 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 주계열 선상 중 한 곳에 위치하게 된다. 작고 차가운 적색 왜성들은 수소를 천천히 태우면서 주계열 선상에 길게는 수 조년까지 머무른다. 반면 뜨거운 초거성들은 수백만 년밖에 머무르지 못한다. 태양과 같이 질량이 중간 정도인 항성은 약 100억 년 동안 머무른다. 태양은 지금까지 일생의 절반 정도를 보낸 것으로 추측되며, 따라서 현재 주계열성 상태이다. 한 항성이 자신의 중심핵에 있던 수소를 다 소진하면, 주계열을 떠나기 시작한다.

성숙기

수십억 년이 흐른 뒤, 항성이 처음 태어날 때의 질량에 따라 수소가 헬륨으로 계속 치환되는 과정이 누적되면서 항성의 중심부에는 핵융합의 산물인 헬륨이 쌓이게 된다. 뜨겁고 밝은 별들은 차갑고 어두운 별들보다 빠르게 수소 핵융합을 일으켜 헬륨으로 바꾼다. 중심부에 쌓인 헬륨은 수소보다 밀도가 높기 때문에 중력으로 별을 수축시키며 핵융합의 빈도를 상승시킨다. 이러한 중력 수축에 대항하여 별의 형체가 붕괴되지 않기 위해서는 온도가 높아져야만 한다.

종국적으로 중심핵에 핵융합의 연료가 될 수소가 고갈되고, 수소 핵융합을 통해 만들어지는, 바깥쪽으로 팽창하여 중력 붕괴와 평형을 이루는 압력이 없어지면, 항성은 자신의 전자 축퇴압이 중력을 상쇄하기에 충분한 수준까지 쭈그러들거나, 또는 중심핵이 헬륨 핵융합을 일으킬 수 있는 온도인 약 1억 켈빈까지 가열된다. 둘 중 어떤 방향으로 진화되느냐는 항성의 질량에 달려 있다.

적색왜성

적색왜성은 항성 내부 전체에서 대류작용이 일어나 중심핵에 헬륨이 축적되지 않고 핵 외부의 수소를 끌어오며, 핵융합 반응도 훨씬 느리게 진행된다는 특징 때문에 현 우주(빅뱅 후 약 138억년 경과)에서는 수명을 다한 사례가 전혀 존재하지 않는다. 따라서 주계열성 단계에서 이탈하는 후주계열 진화는 컴퓨터 시뮬레이션을 통해서만 파악할 수 있다.

적색왜성은 다른 주계열성처럼 거대분자구름에서 탄생하여 800억년 ~ 17조 5천억년이라는 기간을 주계열성 단계에서 버틸 수 있다. 이들이 주계열성 단계에서 이탈할 경우 질량에 따라 그 후기진화가 달라진다.

태양 질량의 25% 이상이라면 적색 거성이 되지만, 태양과 같이 무거운 주계열성이 진화한 결과 생성되는 적색 거성보다는 훨씬 작으며(적색 거성 단계의 태양은 그 지름이 2AU이지만, 적색왜성의 적색 거성은 태양 지름의 5~10배 정도) 점근거성가지 단계를 끝까지 밟지 못하고 바로 행성상성운으로 질량을 방출하고 헬륨 백색왜성이 된다. 태양 질량의 16~23% 사이라면 적색 거성 단계를 잠깐 거쳤다가 질량을 방출한 뒤 청색왜성이 된다. 태양 질량의 23% 질량인 적색왜성은 10억년을 청색왜성 단계에서 머무르고 7000~9500K의 표면 온도를 가진다. 말년에는 밝기가 태양 광도의 80%까지 올라가고 수소를 전부 소모하면 헬륨 백색왜성으로 변한다. 태양 질량의 16% 이하라면 항성의 밀도가 워낙 높아서 저밀도 외피층이 존재할 수 없어 적색 거성이 되지 못하고 바로 청색왜성으로 진화하는데 태양 질량의 16%인 적색왜성은 청색왜성 단계에서 50억년 동안 머무르며 4300~6100K의 표면온도를 가진다. 말년에는 분광형이 F9까지 상승하며 태양 광도의 3%까지 이르며 수소를 다 소모하면 백색왜성이 된다.

중간 정도 질량의 별

고양이 눈 성운은 태양과 비슷한 질량의 별이 죽음을 맞은 뒤 생겨난 행성상 성운이다.

중간 질량의 별에서는 중심핵 바깥쪽의 수소층에서 융합 작용이 빨라지면서 항성의 부피가 늘어나기 시작한다. 이로써 별의 외곽층은 항성 중심부로부터 멀어지게 되며 외곽층에 가해지는 중력이 약해지고, 빠르게 팽창하면서 수소의 밀도가 낮아져 핵융합 빈도가 줄어들면서 표면 온도가 내려가게 된다. 표면 온도가 내려가면서 항성은 주계열성 시절보다 붉게 보이게 된다. 이런 별들을 적색 거성으로 부른다.

헤르츠스프룽-러셀 도표에 따르면 적색 거성은 분광형 K 또는 M의, 거대한 비(非) 주계열성이다. 대표적 적색 거성으로 황소자리의 알데바란이나 목동자리의 아크투루스를 꼽을 수 있다.

태양 질량 수 배 정도까지의 별은 전자축퇴압의 도움을 받아 헬륨으로 이루어진 중심핵 구조를 발달시켜 가며, 그 위로는 수소가 포함된 여러 층이 형성된다. 항성의 중력 때문에 중심핵 바로 위 수소층은 압축되어 주계열성 시절보다 빠른 속도로 수소 핵융합이 일어나게 된다. 핵융합 속도가 빨라지면서 항성은 이전보다 훨씬 더 밝아지고(1,000 ~ 10,000배) 덩치도 커진다. 이때 밝기 변화가 표면적의 변화보다는 적기 때문에 단위 면적당 방출하는 빛의 양이 줄어들어, 유효온도는 내려간다.

이렇게 부풀어오른 항성 외곽부는 대류층으로 이루어져 있는데, 내부 물질들은 핵융합 반응이 일어나는 곳 근처부터 항성 표면에 이르기까지 대류를 통해 섞인다. 질량이 아주 작은 별들을 제외한 모든 별들은 나이가 들수록 핵융합의 산물이 항성 내부 깊은 곳에 축적되어 있는데, 이 시기에는 대류층을 통해 핵융합 산물을 항성 표면에서 볼 수 있다. 수소·헬륨의 동위원소에 일어나는 변화는 관찰이 불가능하기 때문에, 별의 조성에 일어나는 막대한 변화에도 불구하고, 관찰할 수 있는 변화는 아주 미미하다. CNO 순환의 효과로 항성 표면에서는 13C에 비해 12C의 비율이 낮아지고, 탄소와 질소 비율 변화 등이 관측된다. 이러한 변화 양상들은 분광 관측을 통해 감지할 수 있으며, 진화가 진행된 여러 늙은 별들에서 관측된 바 있다.

중심핵에 있는 수소는 핵융합 작용을 통해 헬륨으로 바뀌고 이 헬륨은 중심핵에 쌓이며, 핵은 더욱 압축되고, 남아 있는 수소 핵융합 속도는 더욱 빨라진다. 이로 말미암아 중심핵에서는 삼중 알파 과정을 포함한 헬륨 핵융합 작용이 시작된다. 태양 질량의 0.5배가 넘는 항성들 내부에서는 전자축퇴압 때문에 수백만 년에서 수천만 년 동안 헬륨 핵융합 작용이 일어나지 못한다. 반면 보다 무거운 별들의 경우, 헬륨이 누적된 핵과 그 위의 층을 합친 질량이 충분히 커져, 헬륨 핵융합 단계로 보다 빠르게 진입한다.

거대한 질량의 별

거대한 질량의 별은 수소를 빠르게 소모하면서 적색 초거성이나 극대거성으로 진화한다. 거대한 질량의 별들은 적색 초거성이나 극대거성으로 진화하면서 수소-헬륨-탄소-산소-네온-마그네슘-규소.... 순으로 핵융합을 한다. 마지막에는 철이 생성된다. 거대한 질량의 별들은 죽을 때 초신성또는 극초신성으로 폭발하며 철보다 무거운 원소를 생성하여 우주로 뿌리며 생을 마감한다. 대표적인 별로 리겔 등이 있다.