항성의 탄생과 진화

Eagle nebula, Ic 4703

◆ 탄생

항성의 탄생은 거대분자구름(GMC)의 내부 중력이 불안정해지면서 시작되며 초신성 폭발의 충격파나 두 은하의 충돌로도 원시별이 형성 됩니다. 분자 구름이 붕괴하면 밀도 높은 먼지 및 가스 덩어리 등은 보크 구상 체를 형성하는데 이들의 질량은 태양의 50배에 이릅니다.

구상체가 스스로의 중력 때문에 수축하면서 밀도가 늘어날수록 중력 에너지는 열로 바뀌며 온도는 올라가며 원시별 구름이 안정적인 유체 정역학적 평형 상태에 이르면 구름 중심부에서 원시별이 탄생합니다.

 

◆ 주계열 단계

항성은 자신의 일생 중 90퍼센트에 이르는 기간을 중심핵의 고압, 고온 환경 아래 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 핵융합 작용을 하면서 보내는데 이 기간을 주계열 단계라고 합니다.

영년 주계열로부터 시작해서 중심핵에 축적되는 헬륨의 양은 점차 늘어납니다. 그 때문에 중심핵에서 필요한 핵융합 작용의 빈도를 충족시키기 위해서 항성은 천천히 뜨거워지고 밝아집니다.

태양의 경우 46억 년 전 영년 주계열에 도달하였을 때에 비해 지금의 태양은 밝기가 40퍼센트 정도 증가한 상태입니다. 주계열상에서 항성이 머물 수 있는 시간은 자신이 가진 수소를 어느 정도 속도로 태우느냐에 달려 있습니다. 즉 태어날 때의 질량 및 밝기가 항성의 운명을 결정하는데 태양의 경우 주계열상에서 머물 수 있는 시간은 약 110억 년입니다.

태양보다 더 큰 별은 태양보다 연료를 빨리 태우며 빨리 죽는 반면 태양보다 질량이 작은 별(적색 왜성 및 오렌지색 왜성)은 연료를 천천히 태우며 수백억 년에서 수천억 년까지 살 수 있습니다. 생의 마지막에서 이들은 서서히 식으면서 어두워진 뒤 흑색 왜성이 됩니다. 그러나 이런 별의 수명은 우리가 아는 우주의 나이(137억 년)보다 길기 때문에 아직까지 흑색 왜성으로 진화한 사례는 없습니다.

 

◆ 후 주계열 과정

태양 질량의 0.4배 이상 천체는 중심핵에 있던 수소를 모두 태우면 외곽 층이 부풀어 오르면서 적색 거성으로 됩니다. 태양은 약 70억 년 후 적색 거성이 될 것이며 반지름은 지금의 250배 정도로 증가하여 지구 궤도 근처까지 부풀어 오를 것입니다. 태양보다 9배 이상 무거운 별은 헬륨을 태우는 단계에서 적색 초거성으로 진화합니다.

 

◆ 별의 붕괴

별이 핵연료를 소진할 때, 그것의 운명은 그것의 질량에 달려 있습니다. 질량이 작은 별들은 백색 왜성이라고 불리는 밀도 높은 중심핵을 남기면서 행성상성운을 형성하면서 외피 층을 벗겨냅니다. 백색왜성은 수십억 년에 걸쳐 냉각되어 결국 흑색왜성이 됩니다. 대조적으로, 태양보다 1.4배 이상 더 큰 별의 경우 빠르게 붕괴하는데 이러한 급속한 붕괴로 생기는 충격파로 인해 초신성 폭발을 일으키게 됩니다.

초신성은 매우 밝아서 어떤 경우는 은하 전체의 밝기와 맞먹는 빛을 뿜기도 하며 초신성의 잔해는 믿을 수 없을 정도로 밀도가 높은 물질로 구성된 중성자별이나 블랙홀을 형성할 수 있는데, 여기서 중력이 너무 강해서 빛조차 빠져나갈 수 없습니다.