항성

소개

태양 질량의 0.075배 이상의 질량을 가진 천체로서 스스로 핵융합을 하여 스스로 빛나고 있는 천체이다. 일반적으로는 별이라고 불리기도 한다.

수명과 진화

항성은 질량이 커질수록 수명이 짧아지는 현상이 나타난다. 또한 중원소 함량도 항성 진화에 가장 큰 영향을 준다.

초소형별

보통 태양 질량의 7.5%~25% 이하인 적색왜성들은 굉장히 오래살며 주계열 단계를 지난 후 청색왜성 단계를 거쳐 태양 질량의 16%이하의 축퇴되지 않은 헬륨 백색왜성을 남긴다. 초소형별의 질량 하한선은 태양의 중원소 함량의 0.1%인 경우에는 태양 질량의 9%이며, 태양과 중원소 함량이 동일하다면 태양질량의 7.5%, 중원소 함량이 태양의 3배가 넘어가면 7.2%까지 줄어든다. 이 초소형 질량의 별들은 우주 전체 항성들 중 90% 이상을 차지하여, 절대 다수를 차지하지만 밝기가 어두워서 거의 보이지 않는다.

질량이 작은 별

태양 질량의 25%~65%인 적색왜성과 차가운 K형의 항성들은 주계열을 지나 적색거성 단계를 거쳐 마지막에는 태양 질량의 17%이상의 축퇴된 헬륨 백색왜성을 남긴다. 이들 질량대의 별들은 우주 전체의 7%를 차지하고 있어 매우 흔하지만, 어두워서 관측은 불가능하여 망원경으로 관측해야 한다. 고성능 망원경으로 관측시 은하내에 별이 매우 빽빽하게 보이는데 태양 질량의 50%이하의 절대 다수의 항성들도 동시에 관측되기 때문에 매우 빽빽하게 별이 관측된다. 우리 은하에는 항성이 4천억개나 존재한다.

중간급 질량의 별

태양 질량의 65%~13배까지의 별로써 적색거성 단계를 거쳐 백색왜성을 남기는 항성을 뜻한다. 물론 중원소 함량에 따라 태양의 중원소 함량의 0.1%인 경우에는 태양 질량의 9.1배까지 줄어들지만, 태양과 중원소 함량이 동일하다면 태양질량의 13배, 중원소 함량이 태양의 3.5배가 넘어가면 최대 14배까지 늘어난다.

이 중간급 질량대의 별들은 대략 3%를 차지하고 질량대 범위도 넓지만, 이들 중 60% 이상은 분광형 K형의 태양 질량의 65%~89% 사이의 항성들이다. 즉 현대 우주에는 질량이 태양보다 작은 항성들이 99%나 되므로, 태양은 우주의 항성들 중 질량상으로 1%안에 드는 귀족별이다.

질량이 거대한 별

질량이 거대한 별은 수명을 마치고 초신성 폭발을 일으키는 항성을 뜻한다. 질량이 큰 별들은 자신의 질량과 중원소 함량에 따라 최후가 천차만별이지만, 질량도 중요하지만, 항성이 원래부터 포함하고 있었던 중원소가 최후를 결정하는 가장 큰 요인이다.

중원소 함유량이 제로라면 태양 질량의 9.1배이상만 되면 초신성 폭발 후 중성자별을 남길 수 있으며, 태양과 동일한 중원소 함유량이면 태양 질량의 13배, 중원소 함유량이 태양의 3배가 넘으면 태양 질량의 14배가 되어야만 초신성 폭발 후 중성자별을 남길 수 있다.

블랙홀이 될 수 있는 질량 하한선은 중원소 함유량이 제로라면 태양 질량의 25배이상만 되면 초신성 폭발 후 중성자별을 남길 수 있으며, 태양과 동일한 중원소 함유량이면 태양 질량의 28배, 중원소 함유량이 태양의 1.15배가 넘으면 태양 질량의 34배가 되어야만 초신성 폭발 후 블랙홀을 남길 수 있다.

사실 태양질량의 40.5배 이하의 항성은 블랙홀을 남길 수 없다. 그렇다면 이들은 어떻게 블랙홀을 남길 수 있는가? CNO순환은 온도에 민감하고 높은 온도에서는 탄소, 질소, 산소를 촉매로 쉽게 핵융합을 일으킬 수 있게 하여, 중심핵과 복사층 상단까지 핵융합을 하게 된다. 따라서 이들은 주계열 기간에도 외부가 부풀어 질량 방출을 많이 한다. 하지만 중원소 함유량이 낮으면 CNO순환이 더디게 일어나므로, 복사층의 넓은 범위에서의 핵융합의 빈도가 낮아지게 되며, 중심핵은 더 뜨거워져 내부에서 더 많은 핵융합을 일으킬 수 있게 된다. 그러면 외피도 덜 부풀게 되며 질량 방출도 덜 하게 된다.

항성 종족

항성은 중원소 함유량에 따라 3개의 종족으로 나누게 된다. 천체물리학에서의 중원소란 원자번호 6인 탄소를 포함한 탄소보다 더 무거운 원소들을 모두 중원소라 한다. 중원소를 금속이라고 불리기도 하므로 중원소 함유량은 금속함유량이라 불리워도 된다.

보통 중원소를 나타내는 수치는 항성이 가지고 있는 수소와 철의 비율을 나타내는 범위로 쓰이기도 하고 수소와 산소의 비율이나 탄소의 비율로 나타내기도 한다. 하지만 넓게는 항성이 가지고 있는 모든 중원소를 수치화 하였다. 대부분의 항성이 가지고 있는 대표적인 중원소는 3가지인데 탄소, 산소, 철이며 나머지는 소량 가지고 있다.

종족 I

종족 I의 항성들은 태양의 중원소 함유량의 10%이상인 중원소가 풍부한 항성들을 뜻한다. 최초의 종족 I의 항성은 125억년전에 태어났으며 110억년전부터 우주의 모든 별들의 주류를 차지하였다.

현재 우주에서는 중원소 함량이 부족한 은하 외곽과 은하 바깥의 구름층 또는 우주에 존재하는 은하단과 그 바깥의 암흑물질에서는 아직도 종족 II의 별들이 많이 태어나고 있지만 은하 내부에서는 거의 종족 I의 별이 태어나고 있다. 은하 중심부에서는 태양의 3.5배의 중원소 함유량을 가진 별들도 많이 태어나고 있다. 대형 타원은하와 같은 격렬한 활동을 한 적이 있던 은하의 중심부에서는 태양의 중원소 함량의 4~5배나 되는 중원소를 함유한 별들도 있다.

앞으로 우주가 나이가 들수록 종족 I의 중원소 함유량도 더욱 더 많아지게 된다.

종족 II

태양 중원소 함유량의 100만분의 1에서 10%대의 중원소가 부족한 항성들을 뜻한다. 종족 II 항성들은 중원소는 부족하지만 충분히 CNO순환을 일으킬 수 있다. 종족 III가 초신성 폭발을 마친 직후부터 형성되어 대략 110억년전까지는 우주의 모든 별들의 주류를 담당하였다. 다만 우주에 중원소가 풍부해지면서 110억년전부터는 종족 I의 별의 갯수가 종족 II을 앞질르게 되었다.

지금도 우주에서는 중원소 함량이 부족한 은하 외곽과 은하 바깥의 구름층 또는 우주에 존재하는 은하단과 그 바깥의 암흑물질에서는 아직도 종족 II의 별들이 많이 태어나고 있지만 은하 내부에서는 거의 종족 I의 별이 태어나고 있다. 하지만 우주가 나이가 들수록 종족 II는 더욱 더 희귀해지게 된다.

종족 III

중원소가 0인 상태에서 태양 중원소 함유량의 100만분의 1까지의 항성들을 뜻한다. 중원소가 없던 지금으로부터 134억년전의 우주에서 태어났던 최초의 항성이다. 종족 III의 항성들은 CNO순환이 불가능했다. PP반응(양성자 양성자 연쇄 반응)만 할 수 있었으므로 초기에 조금 늦게 핵융합을 하였다. 따라서 별의 덩치를 키울 수 있는 시간을 벌 수 있었고 종족 III의 별들 중 가장 큰 별은 태양 질량의 700배나 되었다.

종족 III의 별들의 평균 질량은 태양 질량의 180~200배나 되었다. 이들은 일생을 마칠 때 아무것도 남기지 않은 쌍불안정성 초신성 폭발을 하였다. 당시 이들이 폭발했던 쌍불안정성 초신성 폭발은 별 자체가 아무것도 남지 않았으므로 별이 일생 동안 만든 많은 중원소들을 외부로 고스란히 방출했다. 중원소가 방출되면 2세대 별은 중원소를 가진 별이 태어나게 되므로, 이것은 종족 III의 별이 이른시기에 사라졌음을 의미한다. 즉 종족 III 별들의 대부분은 아무것도 남기지 않는 쌍불안정성 초신성 폭발로 외부로 모든 중원소를 방출하고 이것이 종족 III의 별을 이른 시기에 사라지게 했다.

이들은 중원소가 부족하여 CNO순환이 불가능하므로 양성자 양성자 연쇄 반응만을 할 수 있었다. 하지만 양성자 양성자 연쇄 반응은 충분히 에너지를 공급할 수 없으므로 이들의 덩치를 유지할 수 없었다. 따라서 이들은 일생 초반부에는 특이한 방법으로 핵융합을 하였다. 질량은 크고 에너지는 부족하였기 때문에 내부가 수축하였다. 질량이 크기 때문에 내부가 어느정도 수축해도 1억K은 넘길 수 있었다. 내부 온도가 1억 4천만K을 넘어가자 별 내부에서 헬륨 융합이 발생하여 탄소와 질소, 산소와 같은 중원소를 형성하였다. 중원소가 어느 정도 생성되어 중심핵 내부의 중원소의 양이 태양 중심부의 중원소의 함유량의 100만분의 1을 넘어가자 CNO순환을 할 수 있게 되었다. 중심핵 내부에서 CNO순환을 시작하자 별의 내부는 부풀기 시작하여 온도와 압력을 떨어지고, 헬륨 핵융합은 멈추게 되고 CNO순환과 PP순환을 같이 융합하는 주계열 단계로써의 일생을 지내다가 말년에 초신성폭발로 수명을 마치게 되었다. 종족 III의 별들은 이렇게 특이한 초반부 일생을 시작하였다.

종족 III의 별의 평균 질량은 태양의 180~200배 수준이지만, 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 263배가 넘어가면 초신성 폭발을 하여도 모두 다 날리지는 못하고 일부를 남기게 되어 블랙홀을 형성한다. 종족 III의 별들 중 가장 큰 별들의 질량은 태양 질량의 700~1000배나 되었다. 태양 질량의 450배가 넘어가는 항성이 남긴 블랙홀의 질량은 태양의 15배가 넘어가며, 태양 질량의 1000배나 되는 별이 남기는 블랙홀은 태양 질량의 33배나 된다. 참고로 일반적인 항성이 초신성 폭발을 하고 생성되는 블랙홀의 질량은 태양의 3~4배이다. 이렇게 태양 질량의 10~30배나 되는 거대한 블랙홀을 남겼으므로 이들 블랙홀의 활동으로 퀘이사를 형성하였고 초기 은하 형성에 기여하게 된다.

질량 상한선

크고 아름답다