항성의 탄생과 진화 과정은 일반적[1]으로 다음의 과정을 따르는 것으로 알려져 있다.
글로뷸[편집 | 원본 편집]
작은 공이라는 의미로, 우주 공간에서 성간 물질이 집중적으로 모여있는 곳, 즉 성운이라 부르는 곳이 있다. 이들 성운을 구성하는 성간 물질들 사이에서 작용하는 만유인력의 법칙에 의해 성간물질끼리 서로를 끌어당기게 되면서 밀도가 높아지고, 인력이 더욱 커지면서 성운 내부에는 여기저기 작은 덩어리들이 생기는데 이를 글로뷸이라고 한다.
이들 글로뷸은 주변 성간 물질들을 끌어모아 점차 그 크기가 불어나게 되는데 그 반지름은 보통 1만~10만 AU에 달하는 크기이다. 이러한 글로뷸은 일정한 질량의 선을 넘어가면 갑자기 그 크기가 수천분의 일로 줄어드는 과정을 거치게 되는데 이를 중력붕괴라고 한다. 이 과정을 거친 글로뷸은 이후 원시성 단계로 넘어가게 된다.
원시성[편집 | 원본 편집]
글로뷸은 중력붕괴 과정을 거치며 점점 그 부피가 작아지게 된다. 이렇게 되면서 글로뷸의 중심부와 가까운 곳일수록 성간물질의 밀도가 높아지게 되고, 물질의 입자들끼리의 충돌도 빈번하게 일어나게 된다. 이런 과정을 거치면서 글로뷸의 내부 온도가 조금씩 상승하게 되어 어느 순간부터 스스로 빛을 내기 시작하게 되는데 이때부터는 원시성의 단계에 들어선 것으로 본다. 원시성 단계에서도 내부로 수축하는 현상이 계속해서 나타나게 되며, 내부 온도 역시 계속해서 상승하게 된다.이렇게 온도가 계속 오르다가 내부 온도가 1천만K 부근에 이르면 중심 부분에서 핵융합 반응이 발생하게 되는데 이 단계부터 확실한 항성의 모습이 나타나게 되고, 주계열성의 단계로 넘어가게 된다.
주계열성[편집 | 원본 편집]
별의 중심 부분의 온도가 1천만K이상에 도달하게 되면서 수소의 핵융합 반응이 활발하게 전개되기 시작하면서 항성의 내부에서는 온도가 상승하면서 바깥으로 팽창하려는 내부압력이 발생하게 된다. 이 내부 압력과 항성 자체의 중력으로 응축하려는 힘(축퇴력)이 균형을 맞추게 되면서 항성의 크기와 형상이 어느 정도 안정되게 된다.
원시성이 주계열성 단계로 들어서면서부터 이러한 모습이 나타나면서 중력붕괴가 멈추게 되고 이후 별다른 변화를 보이지 않고 매우 안정적인 모습을 보여준다 이 단계에서는 주로 수소의 핵융합 반응으로 빛과 열을 발산하는데 수소의 핵융합 반응은 꽤 오랜 시간동안 지속되기 때문에 일단 이 단계에 들어서게 되면 항성의 일생 중에서는 가장 안정적이고 긴 시간이 이 기간에 해당하게 된다.
통상 수소의 핵융합 반응은 항성의 중심부에서만 일어나기 때문에 금방 연료인 수소가 고갈되어야 정상이지만 항성의 대류현상으로 인해 핵융합으로 사라진 수소는 바로바로 보충이 된다. 다만 이 과정에서 핵융합 반응의 결과로 나온 헬륨은 보다 별의 중심부로 모이게 되고, 이것이 어느 정도 쌓이게 되면 헬륨들이 다시 압축되어 내부에 핵을 만들어 헬륨핵을 형성하게 된다. 이러한 일련의 과정들로 인해 내부의 온도가 상승하게 되고, 헬륨핵 주변에서는 수소의 핵융합 반응이 더욱 활발하게 진행되게 된다.
거성[편집 | 원본 편집]
수소가 거의 모두 없어지면 항성의 중심부에는 헬륨이 가득 차게 되며, 주변에서 일어나는 수소 핵융합 반응으로 헬륨핵의 부피가 점차 커지게 된다. 이 단계에 이르면 항성은 주계열에서 벗어나 거성의 단계에 이르게 된다.
이 단계에 이른 항성은 주계열일 때 크기보다 10~100배 가량 커지게 된다. 이는 항성의 중심 부분이 헬륨으로 변화하면서 수소의 핵융합 반응이 가속되어 바깥쪽 대류층 부분이 팽창하기 때문인데 이렇게 부피가 커지다 보니 일반적인 거성의 경우 주계열성일 때 보다 밝기는 훨씬 더 밝아보이게 된다.
이런 상황에서 어느 정도 커지기 시작한 단계의 항성을 준거성이라 하며, 대류층이 점차 팽창하면서 표면 온도가 급속도로 떨어지면서 별의 빛이 붉은색이 되는 항성을 적색거성이라 일컫는다. 이 적색거성의 단계에 이르게 되면 중심부분의 헬륨이 핵융합 반응을 일으키기 직전까지 계속 응축해 나가게 되는데 이 과정에서 내부 온도는 1억K까지 올라가게 되고, 헬륨의 핵융합 반응이 일어나게 된다. 이쯤되면 항성의 외부층 상태가 매우 불안정해져서 항성의 팽창과 수축 운동이 주기적으로 일어나게 되는 경우가 발생한다.
헬륨이 핵융합으로 중심부에는 다시 탄소가 쌇이게 되는데 이 탄소가 핵융합 반응을 하기 시작하는 6억K의 온도에서는 항성의 크기가 주계열성의 수백~수천배까지 커지는 초거성의 단계에 이르게 된다.
항성의 최후[편집 | 원본 편집]
초거성에서부터 항성의 최후 단계까지 정확하게 밝혀진 바가 없다. 다만 다음과 같은 두 가지 방법에 의하여 최후를 맞는 것으로 추정하고 있다.
백색왜성[편집 | 원본 편집]
태양 질량의 0.25~7배인 항성은 중심 부분의 물질을 모두 소비해 버린 다음 백색왜성이 된다. 이 백색왜성은 표면 온도가 상당히 높아 백색으로 보이지만 크기는 지구 크기의 약 1배 정도에 불과하다.[2]
초신성[편집 | 원본 편집]
질량이 태양의 10배 이상인 무거운 항성들은 매우 급속도로 수소를 소모하여 버리고 적색거성으로 진화하게 된다. 이런 경우 항성 중심 부분의 온도는 무려 40억K에 이르게 되는데 이쯤되면 항성 내부의 모든 원소들이 핵융합을 마구잡이로 일으키면서 중심부에서는 엄청난 크기의 내부 압력이 발생하게 되며, 이러한 압력을 견디지 못한 항성은 그대로 대폭발을 일으키게 되는데 이를 초신성이라고 한다. 이 초신성 폭발을 겪으면 항성은 중심부만 남고 나머지 바깥쪽은 모조리 날아가 버리게 된다. 문제는 초신성 폭발 직전 단계에서 항성 내부에 엄청난 축퇴력이 가해지면서 항성 자체의 핵이 찌그러지고, 이 과정에서 양성자와 전자가 결합하여 중성자로 변해버리게 되는데 초신성 폭발 이후에도 이들 중성자 덩어리들이 남게 되면서 엄청난 압력이 가해지다가 원자 내부에서 발생하는 척력과 균형을 이루게 되는데 이를 중성자별이라고 한다.
또한 폭발 이후에도 남아있는 질량이 태양의 4~5배가 될 경우 무지막지한 축퇴력이 발생하여 그 척력마저도 깨뜨려 버리고 항성의 부피가 한 점으로 모여버리게 되는 경우가 있는데 이를 블랙홀이라고 한다.
또 다른 진화 과정[편집 | 원본 편집]
모든 원시성이 위의 단계를 거치지는 않는다. 항성의 진화 단계에 영향을 가장 크게 주는 것은 바로 항성 자체의 질량으로 이 수준을 넘어서거나 아예 모자라는 경우에는 또 다른 진화과정을 거치게 된다. 일례로 질량이 태양 질량의 10% 미만인 원시성은 중심 부분의 온도가 1천만K까지 올라가지만 적색왜성에 머무르게 되며,이후에는 가설의 천체인 청색왜성으로 진화하게 된다. 이후에는 백색왜성으로 수축하게 된다. 이보다도 질량이 작은 경우 갈색왜성 수준에 머무르게 된다.
또한 너무 무거운 원시성, 특히 질량이 태양 질량의 150배를 넘어서는 원시성은 시작부터 중심부의 온도가 무지막지하게 올라가서 내부 압력이 중력붕괴를 하는 힘보다 강하게 작용하여 수소의 핵융합 반응을 시작하기도 전에 원시성의 질량이 태양의 150배 이하로 줄어든다. 드물게 태양 질량의 150배를 넘어서는 별이 있는데 성간가스가 밀도가 높아서 복사압을 이기는걸로 추정된다.
주계열성에 있는 항성이라고 하여도 무조건 순조롭게 진화해 나가는 것은 아니다. 거성으로 진화한뒤에 가끔 동반성이 백색왜성일때 백색왜성 인해서 껍질이 파괴되고 백색왜성 되기도 한다.