별의 일생

별은 성운이라 불리는 거대한 가스와 먼지 구름 속에서 태어납니다. 이 구름은 대부분 수소 — 우주에서 가장 단순하고 가장 풍부한 원소 — 로 이루어져 있고, 헬륨과 이전 세대의 별들이 남긴 미량의 무거운 원소들이 섞여 있습니다.

성운은 수백만 년 동안 조용히 떠다닐 수 있습니다. 그러다가 무언가가 그것을 흔들어 놓습니다. 근처 초신성에서 온 충격파, 다른 구름과의 충돌, 혹은 지나가는 별의 조석력 같은 것들입니다. 가스의 일부가 자기 중력에 의해 수축하기 시작합니다. 물질이 안쪽으로 떨어지면서 점점 뜨거워지고 납작한 원반 형태로 회전합니다. 그 중심에서는 압력과 온도가 끊임없이 올라갑니다.

수축하는 이 중심부를 원시별이라고 부릅니다. 원시별은 적외선으로 빛나는데 — 따뜻하지만 아직 진짜 별은 아닙니다. 원시별 단계는 무거운 구름의 경우 약 10만 년, 작은 구름의 경우 수천만 년까지 지속될 수 있습니다.

중심 온도가 약 1천만 켈빈에 이르면 수소 원자핵이 융합되기 시작합니다. 마침내 별이 태어나는 것입니다.

별은 거대한 핵융합로입니다. 그 중심 깊은 곳에서는 온도와 압력이 너무도 극단적이어서 수소 원자핵(양성자)들이 서로 밀려들어가 헬륨을 이룹니다. 이 과정이 핵융합이며, 그 결과 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다.

핵심은 헬륨 원자핵의 무게가 그것을 만든 네 개의 양성자의 무게보다 아주 조금 가볍다는 점입니다. 사라진 질량 — 약 0.7% — 이 아인슈타인의 유명한 방정식에 따라 곧바로 에너지로 변환됩니다.

광속(c)이 어마어마하게 크기 때문에, 아주 적은 양의 질량이라도 엄청난 에너지를 만들어냅니다.

핵융합의 연쇄 반응

수소 핵융합이 점화되면 별은 일생에서 가장 길고 가장 안정된 단계인 주계열에 들어섭니다. 이는 물리적인 공간이 아니라 — 별이 존재 시간의 대부분을 보내는 헤르츠스프룽-러셀 도표 위의 한 띠입니다(이에 대해서는 아래에서 더 다룹니다).

이 단계 동안 별은 정유체역학적 평형 상태에 있습니다. 핵융합 에너지로 인한 바깥 방향의 압력이 중력으로 인한 안쪽 방향의 당김과 정확히 균형을 이루고 있는 것입니다. 중심부에 수소 연료가 남아 있는 한 이 균형은 유지되고, 별은 꾸준히 빛을 냅니다.

질량이 모든 것을 결정합니다

태어날 때의 질량이 별의 일생에서 가장 중요한 단 하나의 요소입니다. 얼마나 뜨겁게 탈지, 어떤 색으로 빛날지, 얼마나 살지, 그리고 결국 어떻게 죽을지를 좌우합니다.

태양은 주계열 수명이 약 100억 년인 G2V 별로 — 대략 그 절반쯤에 와 있습니다. 가장 무거운 O형 별들은 단 몇백만 년 만에 연료를 다 태우는 반면, 가장 어두운 적색왜성은 우리 은하의 다른 어떤 별보다도 오래 살아남을 것입니다.

별빛을 프리즘이나 회절격자를 통해 쪼개면 스펙트럼을 얻게 됩니다 — 어두운 선들이 가로지르는 무지개입니다. 이 흡수선들은 별 대기에 있는 화학 원소들의 지문입니다. 각 원소는 특정 파장의 빛을 흡수해 그 자리에 특징적인 빈틈을 남깁니다.

1900년대 초, 하버드의 천문학자들 — 특히 애니 점프 캐넌을 비롯한 많은 여성 천문학자들 — 이 수만 개의 별 스펙트럼을 수소선의 강도에 따라 분류했습니다. 이후 온도 순서로 재배열하면서 오늘날의 현대적 순서가 등장했습니다.

고전적인 암기법은 **"Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"**입니다. 각 문자는 0–9로 세분되어(각 분광형 안에서 가장 뜨거운 것부터 가장 차가운 것까지) — 태양은 G2이고 베가는 A0입니다.

광도 계급

로마 숫자로 된 접미사는 별의 크기와 진화 단계를 알려줍니다.

• Ia, Ib — 초거성 (예: 베텔게우스, 리겔)
• II — 밝은 거성
• III — 거성 (예: 아르크투루스, 알데바란)
• IV — 준거성
• V — 주계열 왜성 (예: 태양 = G2V, 시리우스 = A1V)
• VI — 준왜성
• VII — 백색왜성

그래서 베텔게우스 옆에 M1.5Iab라고 적혀 있는 것을 보면, 이 별이 차가운 적색 초거성임을 알 수 있습니다. 그 짧은 코드 하나에 온도, 색, 진화 단계가 모두 담겨 있는 것입니다.

흑체복사 — 더 뜨거운 별이 더 푸른 이유

뜨거운 물체는 모두 플랑크 법칙이 기술하는 파장 범위에 걸쳐 빛을 내뿜습니다. 별이 뜨거울수록 최대 파장은 더 짧아(더 푸르게) 집니다. O형 별이 청백색으로 보이고 M형 별이 붉게 보이는 이유가 바로 이것입니다 — 필터 때문이 아니라 순전한 물리 법칙 때문입니다.

흡수 스펙트럼 — 화학적 지문

각 화학 원소는 특정 파장에서 빛을 흡수합니다. 어떤 흡수선이 나타나고 그것이 얼마나 강한지를 연구함으로써 천문학자들은 별의 화학 조성과 온도, 심지어 우리 쪽으로 다가오는지 멀어지는지의 속도까지(도플러 편이를 통해) 알아낼 수 있습니다.

헤르츠스프룽-러셀 도표(HR도)는 천체물리학 전체에서 가장 중요한 도구 중 하나입니다. 1910년경 덴마크의 천문학자 아이나르 헤르츠스프룽과 미국의 천문학자 헨리 노리스 러셀이 독립적으로 개발했으며, 별을 두 가지 속성에 따라 도표에 그려 넣습니다.

수천 개의 별을 도표에 찍어보면 무작위로 흩어지지 않습니다. 대신 뚜렷한 영역들에 모여 있습니다.

• 주계열 — 왼쪽 상단(뜨겁고 밝음)에서 오른쪽 하단(차갑고 어두움)까지 이어지는 넓은 대각선 띠입니다. 모든 별의 약 90%가 이곳에 자리 잡고 꾸준히 수소를 태우고 있습니다. 태양은 정확히 한가운데에 있습니다.
• 적색거성 가지 — 주계열의 위쪽과 오른쪽에 있습니다. 중심부의 수소를 다 태우고 엄청나게 팽창한 별들입니다. 차갑지만 표면적이 방대하기 때문에 매우 밝습니다.
• 초거성 영역 — 도표의 가장 위쪽입니다. 드물고 극도로 밝은 별들로, 뜨거울 수도 차가울 수도 있습니다. 가장 무거운 별들의 마지막 진화 단계입니다.
• 백색왜성 영역 — 왼쪽 아래입니다. 죽은 저질량 별들의 드러난 중심부입니다. 매우 뜨겁지만 크기가 작아서 전체 광도는 낮습니다.

HR도의 아름다움은 도표 위의 별의 위치가 그 별의 생애 이야기를 들려준다는 것입니다. 별이 진화하면서 도표 위를 움직입니다. 주계열에서 태어나 거성 가지로 올라가고, 결국 백색왜성으로 자리 잡거나(가장 무거운 별의 경우) 초신성으로 폭발합니다.

주계열의 별이 중심부의 수소를 다 써버리면, 중심부는 중력에 의해 수축하면서 뜨거워집니다. 수소 핵융합은 비활성 헬륨 중심부를 둘러싼 껍질층에서 계속됩니다. 이 여분의 에너지가 바깥층을 팽창시키고 식게 만들어 — 별은 적색거성으로 부풀어 오릅니다.

태어날 때의 질량이 태양의 약 8배가 넘는 별들의 경우 팽창이 훨씬 더 멀리까지 진행됩니다. 이들은 초거성이 됩니다 — 우주에서 가장 거대한 천체 중 하나입니다. 오리온자리의 적색 초거성 베텔게우스는 반지름이 태양의 약 700–1,000배에 달합니다.

이 부풀어 오른 별들 안에서는 극적인 일들이 벌어지고 있습니다. 중심부 온도가 계속 올라가면서 헬륨을 탄소로 융합하는 삼중알파 과정이 점화됩니다. 가장 무거운 초거성에서는 핵융합이 점점 더 무거운 원소를 따라 진행되어, 동심원의 껍질층들이 양파처럼 겹친 구조를 만들어냅니다. 바깥에 수소, 그 다음 헬륨, 탄소, 네온, 산소, 규소, 그리고 마지막으로 중심의 철 중심부까지.

태양을 포함해 약 8 태양질량 이하의 별은 — 적어도 별의 기준으로는 — 부드럽게 생을 마감합니다. 적색거성 단계를 지나면 별의 바깥층은 느슨하게 묶여 있을 뿐입니다. 불안정한 헬륨 연소 껍질에서 나오는 에너지의 맥동이 이 바깥층을 우주 공간으로 날려보내 행성상성운이라 불리는 빛나는 가스 껍질을 만듭니다.

"행성상성운"이라는 이름은 오해의 소지가 있습니다 — 실제로는 행성과 아무 관련도 없기 때문입니다. 윌리엄 허셜이 1780년대에 이 용어를 만들었는데, 그의 망원경으로 본 둥근 녹색빛 원반이 행성 천왕성을 떠올리게 했기 때문입니다.

중심에 남는 것은 드러난 중심부입니다. 백색왜성으로, 처음에는 최대 200,000 K까지 극도로 뜨겁지만 크기는 지구 정도에 불과합니다. 자외선 복사는 방출된 가스를 이온화해 아름다운 색으로 빛나게 합니다 — 산소는 특유의 녹청색을, 질소는 붉은색을, 수소는 분홍빛을 더합니다.

행성상성운은 하늘에서 가장 사진 찍기 좋은 천체에 속합니다. 성간물질로 흩어지기까지 약 20,000년밖에 지속되지 않는 — 우주적 눈 깜박임 수준이지만 — 매 순간 우리 은하에는 수천 개가 동시에 관측 가능한 상태로 존재합니다.

약 8 태양질량이 넘는 별들은 훨씬 더 극적인 최후를 맞습니다. 점점 더 무거운 원소를 태우고 나면 중심부는 마침내 철로 이루어집니다. 철이 그 끝입니다 — 철 원자핵을 융합해도 에너지가 방출되지 않습니다. 오히려 에너지를 흡수합니다. 중심부를 지탱할 에너지원이 더 이상 없으니 중력이 승리합니다.

1초도 안 되는 순간에 철 중심부가 붕괴합니다. 전자가 양성자 안으로 짓눌려 중성자를 만들고, 엄청난 양의 중성미자를 방출합니다. 안쪽 중심부는 핵 밀도까지 압축됩니다 — 찻숟가락 한 스푼이 약 10억 톤에 달할 정도입니다. 그런 다음 튕겨나오면서 여전히 떨어지고 있던 바깥층을 향해 충격파를 쏘아보냅니다.

그 결과가 중심핵붕괴 초신성(II형)입니다 — 우주에서 가장 에너지가 큰 사건 중 하나입니다. 몇 주 동안 폭발하는 별 하나가 모항 은하 전체보다 밝게 빛날 수 있으며, 태양이 100억 년의 일생 동안 만들어낼 에너지보다 더 많은 에너지를 방출합니다.

폭발은 별의 바깥층을 초속 수천 킬로미터의 속도로 우주 공간에 흩뿌려 성간물질에 무거운 원소를 보태줍니다. 철보다 무거운 거의 모든 원소 — 금, 백금, 우라늄 — 는 초신성의 극한 조건, 또는 뒤이어 일어나는 중성자별 병합에서 만들어졌습니다.

별이 죽은 뒤 무엇이 남는지는 별의 질량에 따라 달라집니다.

별 진화의 거의 모든 단계는 아마추어 망원경으로 볼 수 있습니다. 오늘 밤 관측할 수 있는 별의 일생 투어를 소개합니다.

• 별의 탄생 — 오리온 대성운 (M42)과 석호성운 (M8)은 갓 태어난 별들로 가득한, 활동적인 별의 요람입니다.
• 주계열성 — 시리우스(A1V, 청백색), 프로키온(F5IV-V, 황백색), 또는 태양 자신(G2V)을 보세요. 망원경을 통해 색의 차이를 느껴 보세요.
• 적색거성 — 아르크투루스(K1.5III)와 알데바란(K5III)은 거성 특유의 명확한 주황빛 붉은색 빛을 보여줍니다. 베텔게우스(M1.5Iab)는 바깥층이 맥동하면서 밝기가 눈에 띄게 변하는 적색 초거성입니다.
• 행성상성운 — 고리성운 (M57)은 방출된 가스의 유령 같은 고리와 그 중심의 백색왜성을 보여줍니다. 아령성운 (M27)은 더 크고 찾기도 쉽습니다.
• 초신성 잔해 — 게성운 (M1)은 거의 천 년 전 폭발한 별의 팽창하는 잔해입니다. 백조자리의 베일성운 (NGC 6960)은 약 8,000년 전 초신성이 남긴 섬세한 호입니다 — OIII 필터와 함께 보면 장관입니다.
• 성단 — 플레이아데스 (M45) 같은 산개성단은 젊고 뜨거운 푸른 별들을 담고 있습니다. M13 같은 구상성단은 고대의 적색거성들을 품고 있습니다 — 100억 년이 넘은, 은하에서 가장 늙은 별들입니다.