별의 일생 총정리, 초신성과 블랙홀이 되는 과정

Orion Nebula and Bow Shock 별이 태어나는 오리온 대성운_NASA

 

별의 운명은 태어나는 순간 거의 결정됩니다. 결정하는 것은 단 하나, 질량입니다.

가벼운 별은 수조 년을 조용히 살고, 무거운 별은 수백만 년 만에 폭발합니다. 그리고 그 폭발이 없었다면 우리 몸을 이루는 원소도 존재하지 않았을 것입니다.

 

 

질량이 운명을 가른다

이 별은 어떻게 죽을까

질량을 바꾸면 별의 수명과 최후가 달라집니다.

태양 질량의 10배

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예상 수명

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표면 색

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수명은 태양 100억 년을 기준으로 질량의 2.5제곱에 반비례한다는 근사식으로 계산한 값입니다. 실제 값은 조성에 따라 달라집니다.

여기서 직관에 어긋나는 점이 있습니다. 무거운 별일수록 연료가 많은데 오히려 빨리 죽습니다.

이유는 압력입니다. 질량이 클수록 중심부의 압력과 온도가 훨씬 높아져, 핵융합이 폭발적으로 빠르게 진행됩니다. 연료는 열 배인데 소비 속도는 수천 배인 셈입니다.

태양은 약 100억 년을 살지만, 태양의 20배 되는 별은 1,000만 년도 못 갑니다.

 

허블, 충돌 궤도에 있는 성단들 별의 탄생_NASA

1단계 — 별의 탄생

별은 성운에서 태어납니다. 수소와 헬륨, 약간의 먼지가 섞인 차가운 가스 구름입니다.

이 구름은 대체로 안정적입니다. 그런데 어떤 계기로 한쪽의 밀도가 높아지면 붕괴가 시작됩니다. 근처 초신성의 충격파나 은하 나선팔의 밀도파가 방아쇠가 됩니다.

한번 시작되면 멈추지 않습니다.

1. 중력으로 물질이 중심으로 모입니다
2. 압축되면서 온도가 올라갑니다 — 원시별
3. 중심 온도가 약 1,000만 도에 도달합니다
4. 수소 핵융합이 점화됩니다 — 별의 탄생

핵융합이 시작되는 순간이 결정적입니다. 이때부터 별은 바깥으로 밀어내는 복사압과 안으로 당기는 중력이 균형을 이룹니다.

별의 일생이란 사실상 이 줄다리기의 역사입니다. 균형이 깨지는 순간 모든 변화가 시작됩니다.

갈색왜성 — 별이 되지 못한 것

모인 물질이 태양 질량의 약 8% 미만이면 중심 온도가 1,000만 도에 도달하지 못합니다. 핵융합이 켜지지 않습니다.

이런 천체를 갈색왜성이라고 합니다. 별도 행성도 아닌 어중간한 존재로, 잔열로 희미하게 적외선을 낼 뿐입니다.

2단계 — 주계열성 (일생의 90%)

수소를 헬륨으로 바꾸며 안정적으로 빛나는 시기입니다. 별은 일생의 약 90%를 여기서 보냅니다. 태양도 지금 이 단계입니다.

색이 곧 온도입니다

밤하늘의 별은 색이 조금씩 다릅니다. 이 색이 표면 온도를 알려줍니다.

분광형	색	표면 온도	예
O	청색	3만 도 이상	매우 드묾
B	청백색	1만~3만 도	리겔
A	백색	7,500~1만 도	시리우스, 직녀성
F	황백색	6,000~7,500도	—
G	황색	5,200~6,000도	태양
K	주황색	3,700~5,200도	—
M	적색	3,700도 미만	적색왜성

 

뜨거운 별이 파랗고 차가운 별이 붉습니다. 일상 감각과 반대라 헷갈리기 쉬운데, 쇠를 달굴 때 벌겋다가 더 뜨거워지면 하얗게 되는 것을 떠올리면 됩니다.

적색왜성 — 우주에서 가장 흔한 별

M형 적색왜성은 우주 전체 별의 70% 이상을 차지합니다. 가장 흔하지만 어두워서 맨눈으로는 하나도 보이지 않습니다.

수명이 놀랍습니다. 수조 년에 이릅니다. 우주 나이가 138억 년이니, 지금까지 수명을 다한 적색왜성은 단 하나도 없습니다. 우주에 존재했던 모든 적색왜성이 아직 어린 상태입니다.

star-life-cycle 적색거성

 

3단계 — 중심의 수소가 떨어지면

여기서 길이 갈립니다.

중심핵의 수소가 고갈되면 핵융합이 멈추고, 바깥으로 밀어내던 힘이 약해집니다. 중력이 이기기 시작합니다.

중심핵이 수축합니다. 그런데 수축하면 온도가 올라가고, 그 열로 바깥층은 오히려 팽창합니다. 별이 거대하게 부풀어 오르며 표면 온도가 떨어져 붉어집니다.

적색거성의 탄생입니다.

태양급 별의 최후 (질량 0.5~8배)

1. 적색거성
지금의 100배 이상으로 부풀어 오릅니다. 태양이 이 단계에 들어가면 수성과 금성은 삼켜지고, 지구도 안전을 장담할 수 없습니다.

2. 헬륨 연소
중심 온도가 1억 도에 이르면 헬륨이 융합해 탄소와 산소를 만듭니다. 잠시 안정을 되찾습니다.

3. 행성상 성운
헬륨도 떨어지면 별은 불안정해집니다. 바깥층이 우주로 흩어지며 고리 모양의 아름다운 성운을 만듭니다. 망원경으로 보면 행성처럼 둥글게 보인다고 해서 붙은 이름인데, 행성과는 아무 관계가 없습니다.

4. 백색왜성
남은 중심핵이 지구 크기로 압축됩니다. 핵융합은 더 이상 일어나지 않고, 잔열로 수십억 년에 걸쳐 서서히 식어갑니다.

태양은 초신성이 되지 않습니다. 초신성이 되려면 태양 질량의 8배 이상이 필요합니다.

무거운 별의 최후 (질량 8배 이상)

훨씬 극적입니다.

양파 껍질 구조

무거운 별은 중심 온도와 압력이 충분해, 헬륨 다음 단계로 계속 나아갑니다.

수소 → 헬륨 → 탄소 → 네온 → 산소 → 규소 → 철

 

각 단계는 앞 단계보다 짧습니다. 수소 연소가 수백만 년이라면, 규소 연소는 하루 정도에 끝납니다.

이 시점의 별 내부는 양파 껍질처럼 층을 이룹니다. 바깥쪽부터 수소, 헬륨, 탄소가 타고 있고, 중심에는 철이 쌓입니다.

철에서 멈추는 이유

핵융합은 철에서 반드시 멈춥니다. 우연이 아니라 물리 법칙 때문입니다.

가벼운 원소가 융합하면 에너지가 나옵니다. 그런데 철은 원자핵 중에서 결합 에너지가 가장 안정적입니다. 철을 더 융합시키려면 오히려 에너지를 넣어줘야 합니다.

즉 철이 쌓이는 순간부터 별은 에너지를 만들지 못합니다. 중력에 맞설 방법이 사라집니다.

초신성 폭발

철 중심핵이 한계 질량을 넘으면, 수억 년을 버텨온 별이 1초 안에 붕괴합니다.

바깥층이 중심을 향해 초속 수만 km로 떨어져 내리고, 극도로 단단해진 중심핵에 부딪혀 튕겨 나옵니다. 이 충격파가 별 전체를 날려버립니다.

초신성은 한동안 은하 전체보다 밝게 빛납니다. 별 하나가 수천억 개의 별이 모인 은하만큼 밝아지는 것입니다.

별이 만든 원소로 이루어진 우주_NASA

1054년, 낮에도 보인 별

1054년 음력 5월, 동아시아의 하늘에 갑자기 밝은 별이 나타났습니다. 중국 송나라의 기록이 가장 상세하고, 일본에도 기록이 남아 있습니다.

기록에 따르면 이 별은 낮에도 보일 만큼 밝았고, 몇 주간 그 상태가 이어지다 서서히 어두워져 약 2년 뒤 사라졌습니다.

900년 뒤, 현대 천문학자들이 그 위치를 다시 관측했습니다. 거기에는 빠르게 팽창하는 가스 덩어리가 있었습니다. 게성운(M1)입니다. 중심에는 1초에 30번 회전하는 중성자별이 있습니다.

옛 기록의 위치, 밝기, 지속 기간이 초신성 폭발의 물리적 예측과 정확히 맞아떨어졌습니다. 인류가 초신성을 목격하고 기록한 뒤, 그 잔해까지 확인한 몇 안 되는 사례입니다.

우리나라에서도 조선왕조실록에 객성(客星), 즉 손님별의 출현 기록이 여러 차례 남아 있습니다. 갑자기 나타났다 사라지는 별을 그렇게 불렀는데, 이 중 일부는 신성이나 초신성으로 추정됩니다.

남는 것

원래 질량	남는 것	특징
태양의 8~25배	중성자별	지름 약 20km, 각설탕 크기가 10억 톤
태양의 25배 이상	블랙홀	빛조차 탈출 불가

 

중성자별은 상상하기 어려운 물체입니다. 태양보다 무거운 질량이 도시 하나 크기로 압축되어 있습니다. 전자가 양성자로 밀려 들어가 중성자만 남은 상태입니다.

빠르게 자전하며 전파를 규칙적으로 내보내는 중성자별을 펄서라고 합니다. 주기가 워낙 정확해서 처음 발견됐을 때 외계 문명의 신호로 오해받기도 했습니다. 보이저의 골든 레코드에서 지구의 위치를 표시할 때도 펄서를 좌표로 썼습니다.

 

 

우리 몸은 별의 잔해입니다

여기서 가장 중요한 이야기가 나옵니다.

빅뱅 직후 우주에는 수소와 헬륨, 그리고 미량의 리튬밖에 없었습니다. 탄소도 산소도 철도 없었습니다.

그렇다면 우리 몸의 원소는 어디서 왔을까요.

원소	기원
수소	빅뱅
헬륨	빅뱅, 별의 핵융합
탄소, 산소, 질소	별의 내부 핵융합
철	거대한 별의 마지막 단계
금, 은, 우라늄	초신성 폭발, 중성자별 충돌

 

핵심은 이것입니다. 별 내부에서 만들어진 무거운 원소는 별이 죽어야 우주로 퍼집니다.

초신성 폭발은 그래서 파괴이자 파종입니다. 흩어진 원소는 다시 성운이 되고, 그 성운에서 새로운 별과 행성이 태어납니다. 태양계도 그렇게 만들어졌습니다.

우리 몸의 탄소는 어느 별의 중심에서 만들어졌고, 혈액 속 철은 초신성 폭발에서 왔습니다. "우리는 별의 먼지로 만들어졌다"는 말은 비유가 아니라 문자 그대로의 사실입니다.

star-life-cycle

자주 묻는 질문

태양은 언제 죽나요?

약 50억 년 뒤에 적색거성 단계에 들어갑니다. 다만 지구가 살 수 있는 기간은 약 10억 년으로 훨씬 짧습니다. 태양이 점점 밝아지면서 그 전에 바다가 증발하기 때문입니다.

밤하늘의 별 중에 이미 죽은 것도 있나요?

가능성이 있습니다. 수백, 수천 광년 떨어진 별은 그만큼 과거의 모습을 보는 것이라, 그 사이에 폭발했더라도 소식이 아직 도착하지 않았을 수 있습니다.

초신성을 맨눈으로 볼 수 있나요?

가까운 곳에서 일어나면 볼 수 있습니다. 1054년 중국과 한국의 기록에 낮에도 보이는 밝은 별이 나타났다는 서술이 있는데, 이것이 지금의 게성운을 만든 초신성입니다.

태양이 초신성이 되어 지구가 위험할 수 있나요?

없습니다. 태양은 초신성이 될 만큼 무겁지 않습니다. 주변에 초신성이 될 만한 별도 위험 거리 안에는 없습니다.

 

자료 출처

• NASA 항성 진화 연구 자료
• ESA·NASA 허블 우주망원경 관측 자료
• 고천문학 초신성 기록 연구
• 오류를 발견하시면 댓글이나 메일로 알려주세요.

마무리

별의 일생은 중력과 핵융합의 줄다리기입니다. 핵융합이 이기는 동안 별은 빛나고, 연료가 떨어져 중력이 이기는 순간 최후가 시작됩니다.

그리고 그 최후가 다음 세대의 시작이 됩니다. 별이 죽으며 흩뿌린 원소가 새로운 별과 행성, 그리고 생명의 재료가 되기 때문입니다.

밤하늘을 올려다볼 때, 그중 어떤 별의 내부에서는 지금 이 순간에도 우리를 이루게 될 원소가 만들어지고 있습니다.

 

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