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2013-01-22 11:54:03
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안녕 게이들아, 이번엔 별의 일생에 대해 알아보려고 해.
사실 이 별의 일생도 예전에 짤게에 3부작으로 올렸다가 묻혀서 이번에 수정+보충도 하고 하나로 합쳐서 다시 쓰려고 해.
별도 삶이란게 존재할까? 고대인들은 며칠 전이건 어제건 오늘이건 항상 변함없이 비춰주는 해를 보고 이 해야말로 죽지않는 불사신일거라 생각했지.
실제로 이러한 변함없는 태양의 모습때문에 태양을 신으로 삼는 고대인들도 많았어.
아무튼, 이러한 별도 삶이란 게 존재해. 보통 별의 수명은 짧게는 수백만년에서부터 길게는 수천억년까지 아주 다양해.
그러면 지금부터 별이 어떻게 탄생하고 어떻게 성장하며 어떻게 죽는지 알아보자.
1. 별의 탄생
별들의 요람 중 하나인 말머리 성운
수많은 관측결과에 의하면 별은 성간물질이 모인 성운 따위에서 주로 만들어져. 즉 성운이 별들의 요람인 것이지.
하지만 성운이 있다고해서 바로 별이 만들어지는 건 아니야. 성운 자체로는 힘의 평형단계에 있다고 볼 수 있어.
즉, 어떠한 힘이 가해지지 않으면 성운은 영원히 성운일 뿐, 별이 될 수 없다는거지.
보통 이러한 힘은 초신성 폭발에 의한 충격파가 대표적이라고 볼 수 있는데, 우리 태양계도 이런 초신성 폭발로 탄생했다는 가설이 있기도 하지.
아무튼 이러한 충격파로 힘의 균형이 깨지면 성운 내에서도 밀도가 높은곳과 낮은 곳이 존재하게 돼.
밀도가 높다는 것은 그 주변에 가스가 모여있다는 뜻이지. 이는 즉 다른곳보다 질량이 크기 때문에 다른 곳보다 중력이 근소하게나마 커져.
(보통 Jeans Instability라는 어떠한 단계를 넘으면 본격적으로 물질들이 모여지기 시작해)
비록 근소하게 커졌다고해도 아무런 힘이 작용하지 않는 곳에서 힘이 발생했기때문에 먼지들은 그쪽으로 서서히 끌려가기 시작하지.
점점 먼지들이 많이 뭉쳐지면서 중력은 더 쎄지고, 중력이 더 쎄지면 더 많은 먼지를 끌어모으게 돼. 이러한 연쇄반응이 계속 일어나.
좁은 곳에 한꺼번에 많은 물질들이 갑자기 밀려들어오게되면 일종의 병목현상이 일어나서 먼지들은 원반모양을 형성하게 되고, 이에따라 동시에 회전을 하게 돼.
이렇게 되면 Bok Globule이라는 초기단계의 별이 생성되지. 이들은 여기서 멈추는 게 아니라 오히려 물질을 더욱 많이 빨아들여.
까만 점들이 Bok Globule이라고 할 수 있다.
이때 자체 중력의 힘으로 뭉친 먼지들은 수축을 하게되는데, 이과정에서 열이 발생해. 이 열은 적외선의 형태로 바깥으로 방출되지.
이때문에 과학자들은 한창 태어나는 별들을 관찰하기 위해 적외선 망원경을 주로 이용하지.
아무튼, 이렇게 모이게 되면 Pre main-sequence, 즉 전주계열성이 탄생해.
어떤 별들은 극쪽으로 강력한 전자기파를 내뿜기도 한다.
충격파로 모이기 시작하면서 이 전주계열단계까지 오는 시간은 별마다 약간씩 달라. 보통 태양과 같은 평범한 별들은 1~2천만년 정도가 소요돼.
여기서 전주계열성을 두 부류로 나누는데, 하나는 태양질량의 두배까지 모은 전주계열성, 그리고 두배 이상 모은 전주계열성.
태양질량의 최대 두배까지 모은 전주계열성은 티타우리(T-Tauri)라고 불리고,
두배이상 모은 전주계열성은 Herbig Ae/Be라고 불려. 이는 그냥 하나의 분류니깐 무시하고 넘어가도 돼.
한가지 특징이라면, Herbig Ae/Be라고 분류된 전주계열성들은 진화하여 별이 되면 보통 별보다 더 밝아지고 양 극축으로 강한 전자기파를 방출한다고 해.
평범한 별들은 보통 이단계에서 1억년 이상을 머무르지. 그리고 충분히 질량이 모여서 내부가 뜨거워지면(보통 1천만도 이상) 내부에서 본격적으로
핵융합 반응을 일으키기 시작해. 그와동시에 별은 모든방향으로 일종의 충격파를 날리게 되는데,
충격파로인해 먼지들이 쓸려간다.
이 충격파는 주변에 있던 잡다한 먼지와 티끌들을 밖으로 날려버려. 결국 별이 있던 주변은 말끔하게 정리되고 몇몇 행성들만 남게 되지.
이때가 별의 탄생이며, 이러한 별을 주계열성이라고 불러.
2. 별의 성장
가장 밝은 별 중 하나인 시리우스와 짝별
일단 주계열 단계에 진입하게 되면, 별의 내부는 안정적으로 변하고 이제 핵의 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응을 하면서 짧게는 수백만년,
길게는수백억년까지 이단계에 머무르게 돼.
별마다 주계열성의 길이는 다른데, 이는 전주계열 단계 때 질량을 얼마나 끌어모았느냐에 달렸어. 보통 커다란 별이 수소를 더 많이 가지고 있으니
더 오래 살 것이라고 예측하는데, 별의 경우는 정반대야.
크면 클수록 표면적이 넓어지기 때문에 더욱 많은 수소를 태우게 돼. 게다가 더 많이 압축되어있어서 중심부의 온도와 압력은 상상을 초월해.
이러한 초고온 초고압은 핵융합 반응을 더욱 부추기기 때문에 별의 수명과 크기는 반비례한다고 할 수 있어.
주계열의 별들은 밝기에 따라 밝은 순으로 O B A F G K M의 7단계로 나뉘어. 거기에 각 단계마다 10단계씩 세분화시켜. 0~9까지말이야.
태양은 G2단계에 속한다.
그렇게 하늘의 별들을 총 70개로 구분하지. 우리 태양은 G2로 분류돼.
보통 주계열단계에서 별은 수소를 계속 태우면서 내부의 평균원자량이 증가하기 때문에 내부압력이 서서히 증가해. 때문에 시간이 갈수록
별도 밝아지지. 태양도 10억년 후에는 지금보다 약 10퍼센트정도 더 밝아진다고 하더라고.
3. 별의 죽음
별의 죽음은 후주계열단계에 진입하면서 시작돼. 후주계열은 말그대로 주계열의 막바지단계이지. 보통 주계열과 후주계열을 나누는 기준은
핵에 수소가 남았느냐 없느냐를 가지고 따져. 그러니깐 후주계열은 핵부의 수소가 고갈된 시점을 말하지.
이때 별의 죽음은 질량에 따라 나뉘어. 보통 태양질량의 0.8배보다 작은 경우, 0.8~4배인 경우, 4배 이상인 경우로 나눠.
태양질량의 0.8배보다 낮은 경우, 중심부의 핵은 헬륨을 핵융합시킬 열이 없기 때문에 그대로 쪼그라들어. 이때 표층은 바깥으로 날아가서 행성상 성운을 만들지.
태양질량의 0.8배보다 크고 4배보다 작은 경우, 중심부의 핵은 마찬가지로 헬륨을 핵융합시킬만큼의 열이 충분치 않아. 그래서 역시 핵이 쪼그라들지.
그때, 핵이 수축하면서 내뿜는 수축에너지는 주변의 수소부분을가열하기 시작해. 이때문에 주변부에서 다시 수소핵융합이 시작되고, 이는 연쇄적으로 일어나.
따라서 핵은 줄어드는데, 표층이 부풀어오르는 신기한 현상이 일어나지. 이때 별이 붉어지는 이유는, 핵융합에너지는 그대로인데
별의 표면적이 늘어나 에너지가 분산되기 때문이야. 때문에 온도가 낮아져 붉게 보이는거지.
질량이 애매한 별들은 표층이 부풀어올랐다가 다시 온도가 낮아져서 수축하고 다시 부풀어오르는 일을 반복하기도 해. 이를 우리들은 변광성이라고 부르지.
그러다가 표층의 수소까지 다 쓰게되면 별은 더이상 표층물질을 잡아둘 힘이 없어져서 표층을 바깥으로 날려보내. 역시 행성상 성운을 만들지.
이때 남은 핵을 백색왜성이라고 불러. 이 백색왜성은 차차 식어가다가 흑색왜성이 돼버리고말아. 보통 흑색왜성까지 가는데 수천억년이 걸린다고 해.
태양 질량의 4배 이상인 경우는 약간 특이한데, 이들 별의 중심부는 헬륨을 태울 충분한 온도가 되기때문에 다시 헬륨핵융합반응을 시작해.
이 헬륨핵융합반응은 핵이 1억도이상일 때 가능하기 때문에 별은 더욱 밝아져. 어떤 별들은 자외선까지 내뿜는다고해.
하지만 수소 세개가 헬륨으로 바뀌었기 때문에 그 기간은 주계열의 1/3도 못미쳐. 이 헬륨핵융합으로 탄소가 발생되고,
탄소핵융합으로 산소, 실리콘, 규소.. 등등해서 최종적으로 철과 납이 남게 돼. 이 철과 납은 그 자체로 매우 안정적이기 때문에(전자배치)
이단계에 이르게 되면 핵융합반응은 멈춰버리지.
막바지에 치달은 초거성의 내부모습
결국 이 핵은 자체 별의 팽창속도를 중력만으로는 이길 수 없게되어 결국 붕괴되고말아. 이를 중력붕괴라고 하는데, 이는 마치 고무줄을 길게 당겨 놓고
손을 뗀 바로 직후의 상황과 같아. 표층의 물질들은 고무줄처럼 튕겨져나가버리지. 이를 초신성폭발이라고 불러. 이러한 초신성 폭발의 밝기는
은하 하나와 견줄만한 밝기이고, 온도도 수천만도까지 치솟지. 때문에 이과정에서 다른 80여개의 원소들이 마구마구 생성돼.
현재 지구상에서 발견된 107개의 원소는 이러한 초신성폭발로 전부 만들어졌다고봐도 과언이 아니야.
그렇게 되어 중심부의 핵만 남게 되는데, 이 핵도 질량에 따라 다른 녀석이 돼. 이는 태양질량의 8배를 기준으로 나누는데,
중성자별
핵의 질량이 태양의 4배보다 작은 경우, 핵은 중성자별이 돼. 하지만 그 이상인 경우 중성자별상태에서 더욱 쪼그라들어 반지름이 3~4km에 이르면
블랙홀이 탄생하지.
블랙홀의 상상도
http://en.wikipedia.org/wiki/Star
사진은 구글링
