[밤하늘의 물리학] Chapter 12. 별의 진화와 수명

안녕하세요. 훈하니 Hive account@hunhani입니다.

오늘은 별의 진화와 수명에 대해 살펴보겠습니다. Hive account@oldstone 님께 천체물리학을 쉽게 설명해주는 글을 부탁받았습니다. Hive account@oldstone 님께 이번 시리즈를 헌정합니다.

대문을 제작해주신 Hive account@leesol 님께 감사드립니다.

주계열성의 끝

Chapter 7. 성간 물질과 별의 탄생 과정에서 별의 탄생 과정을 알아보았습니다. 원시별이 수소 핵융합 반응을 통해 스스로 에너지를 만들어 내면서 빛을 방출하게 되면 이를 주계열성이라고 하는데요. 별은 일생의 대부분을 주계열성으로 보내기 때문에 주계열성을 가장 많이 볼 수 있습니다. 주계열성이 끝날 무렵에는 별 중심부의 수소가 모두 소모되어 수소 핵융합이 멈추고 헬륨으로 된 중심핵만 남게 됩니다. 에너지 발생이 중단되면 급격한 중력 수축이 일어나고 중심부 온도가 올라가게 되죠.

적색 거성으로 진화

중심부 온도가 상승하면 중심의 헬륨 핵 주변에서 수소 핵융합이 다시 시작되고 별이 점점 더 팽창하여 거대해집니다. 팽창한 표면부의 온도는 약 3,000 K(켈빈) 정도가 되고 붉게 보이기 때문에 이를 적색 거성이라고 하는데요. 헬륨으로 이루어진 중심부가 수축하여 1억 K(켈빈)까지 가열되면 헬륨 핵융합 반응이 시작됩니다. 중심부의 주변에서는 수소 핵융합 반응이 여전히 진행되지만요.

별의 크기

별의 크기는 별 내부의 핵반응에 의한 기체 압력 그리고 질량에 의한 중력에 의해 결정됩니다. 주계열성의 내부는 중력과 압력이 평형을 이루고 있으므로 크기가 일정하지만 거성으로 진화하면 기체 압력 이 커져 별이 팽창하게 됩니다.

핵융합으로 생성되는 원소와 반응 온도

무거운 원소를 생성하는 반응일수록 온도가 매우 높아야 하겠죠? 수소 핵융합 반응은 주계열성에서, 나머지 반응은 거성 이후의 진화 과정에서 일어납니다. 철보다 무거운 원소들은 대부분 무거운 별의 내부에서 합성된 것이죠.

반응하는 원소	생성되는 원소	반응 온도
수소	헬륨	천만K
헬륨	탄소	1억K
탄소	네온, 나트륨, 마그네슘	8억K
네온	산소, 마그네슘	15억K
산소	규소, 황, 인	20억K
규소	철	30억K

별의 질량은 곧 에너지 원료

가장 무거운 별은 태양 질량의 약 100배 정도가 되고 가장 가벼운 별은 태양 질량의 약 10분의 1 정도가 됩니다. 질량이 너무 작으면 수소 핵융합 반응을 하지 못해 별이 되지 못하죠. 질량이 가장 작은 별과 질량이 가장 큰 별 사이에는 1,000배 정도의 차이가 있습니다. 질량이 크고 작은 별들은 서로 다른 일생을 살아가게 되는데요. 별이 탄생할 때 별의 질량은 곧 에너지 원료가 되는 수소가 많다는 것을 의미하기 때문입니다. 질량이 큰 별은 질량이 작은 별보다 더 많은 에너지를 방출할 수 있겠지요.

별의 수명

질량이 큰 별이 질량이 작은 별보다 더 오랜 시간 빛을 방출할 수 있을까요? 에너지 원료가 되는 수소가 많으니 더 오래 빛을 방출할 것 같지만 예상과 다르게 질량이 큰 별이 오히려 질량이 작은 별보다 수명이 짧습니다. 질량이 큰 별은 쓸 수 있는 에너지를 많이 갖고 태어나지만, 단위 시간당 소모하는 에너지가 더 많기 때문에 질량이 작은 별보다 수명이 짧습니다. 질량이 작은 별은 쓸 수 있는 에너지를 적게 갖고 태어나지만 단위 시간당 빛으로 내보내는 에너지가 훨씬 적어 오랫동안 스스로를 밝힐 수 있지요. 태양이 가지고 태어난 에너지와 태양이 매순간 방출하는 에너지를 이용해 계산해 보면, 태양의 수명은 약 100억 년이 됩니다. 따라서 태양은 앞으로 약 50억 년은 지금과 같은 주계열성으로 살아갈 수 있습니다.