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항성

last modified: 2015-04-13 20:14:43 by Contributors

Contents

1. 개요
2. 별의 일생
2.1. 태양 질량의 0.075배 이하
2.2. 태양 질량의 0.075~0.45 배
2.3. 태양 질량의 0.45배~13배
2.4. 태양 질량의 13배 이상
3. 기타
3.1. 1세대 항성 추적
4. 종족 3 항성들의 핵융합
4.1. 거대한 항성
4.2. 기타
5. 리그베다 위키에 등록되어 있는 항성 일람
6. 관련 항목

1. 개요

恒星. 스스로 을 내는 . 순 우리말로는 '붙박이별'[1]이라고 한다. 대표적인 것이 태양. 그러나 인류가 태양도 수많은 항성중에 하나임을 알게 된 것은 불과 몇백년 되지 않는다. 참고로 태양은 항성 중에서도 질량과 밝기에서 상위 1%에 속하는 G2 분광형 항성에 속한다.

항성이 빛을 내는 것은 수소와 헬륨 등의 가벼운 원소들이 핵융합 반응을 일으켜 에너지를 생성하기 때문이다. 원리상으로 따지면 지속적으로 폭발하는 초대형 수소폭탄과 마찬가지인 셈.

2. 별의 일생

항성은 크게 주계열성, 거성, 집성 등으로 나뉘며, 질량이 클수록 빠르게 죽는다. 항성의 연료량은 질량에 비례하지만 광도, 즉 단위시간당 연료를 소모해 에너지를 내는 양은 대략 질량의 2.5 ~ 3 제곱인 것으로 알려져있다. 둘을 나누면 항성의 수명은 질량의 -1.5 ~ -2 제곱에 비례한다는 이야기[2].태양 질량의 100배가 넘는, 분광형이 O인 밝은 별들은 수명이 100만~1000만년 안팎이고 B인 별들도 기대 수명이 1000~8억년임에 비해 태양 질량의 0.2배 정도 되는 적색 왜성의 경우 기대수명이 1조년이고 0.075배의 최소의 작은 적색왜성은 수명은 중원소 함유량에 따라 최소 13조년에서 최대 17.5조년까지 살 수 있다.(중원소 함유량도 별의 수명에 크게 영향을 준다.) 현재 우주의 나이는 137억 9800만년이고 별이 생성된 시점은 134억년전, 적색왜성이 생성되기 시작한 시점이 132억년전이므로 우주의 적색왜성은 모두가 생존해 있다.블랙홀이 먹어치우지 않았다면
(참고로 태양 질량의 별은 중원소 함유량에 따라 최소 70.5억년에서 최대 126.1억년까지 생존 가능한데 우리 태양은 123억 6500만년 생존 가능하고 현재 태양의 나이는 45억 6720만년이다.)

2.1. 태양 질량의 0.075배 이하

질량이 태양의 0.075배 이하(목성 질량의 80배 이하)인 별들은 자체적으로 핵융합을 일으킬 만한 압력과 온도가 만들어지지 않아 거의 빛을 내지 못하는 갈색 왜성이 된다. 보통 갈색 왜성들은 중수소와 헬륨-3와의 반응을 일으키는데 보통 중수소 핵반응이라고 한다. 질량이 목성의 25배를 넘으면 붕소와 양성자 반응을 40배를 넘으면 DD반응인 중수소와 중수소와의 반응을 일으킬 수 있고 목성 질량의 65배를 넘으면 리튬과 양성자 반응을 일으킬 수 있다. 질량이 목성의 70배를 넘으면 헬륨-3와 헬륨-3와의 반응을 일으킬 수 있다.

하지만 양성자 양성자 연쇄 반응을 일으킬 수 없으므로 진정한 핵융합은 불가능하다. 위의 중수소와 헬륨-3, 리튬, 붕소 등은 별 내부에 극소량만이 존재하기 때문에 내부에 이들 연료가 줄어들면서 갈색 왜성은 서서히 식어간다.

2.2. 태양 질량의 0.075~0.45 배

질량이 태양의 0.075~0.45배인 별들은 적색 왜성이 된다. 적색 왜성은 주계열성의 일종으로 핵융합이 가능하지만 그 양이 너무 적기 때문에 온도가 낮아 붉은 색을 띠며 밝기는 태양보다 수만 배 이상 어둡다. 이 때문에 망원경으로도 관측하기 힘들지만 우주에서 가장 숫자가 많은 별이기도 하다. 태양 주변의 가까운 별들을 조사해 보면 80% 이상이 적색 왜성이며, 그 중에는 태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리도 있다.
우리 은하계에서 항성들 중 적색 왜성의 비율은 90% 이상이다.
앞에서 말했듯이 적색 왜성은 수명이 우주의 나이모다 월등히 길기 때문에 아직 죽음을 관측할 수는 없지만, 수소 연료를 보두 소비한 뒤에는 백색 왜성과 비슷한 천체인 청색 왜성이 될 것으로 예측되고 있다.

2.3. 태양 질량의 0.45배~13배

태양 질량의 0.45~13배인 별들은 태양과 비슷한 일생을 가진다. 주계열성 단계에서는 수소를, 색 거성 단계에 진입하면서부터 헬륨을 핵융합하여 탄소를 만든다. 그러나 탄소를 핵융합할만큼 높은 온도와 압력을 가질 수 없기 때문에 더 이상의 진화를 하지 못하며 외피층을 수만 년에 걸쳐 우주 공간으로 날려 버리는데, 이렇게 날려진 외피층은 행성상 성운을 이룬다. 중심부는 수축하여 백색 왜성이 된다. 백색 왜성은 오랜 세월에 걸쳐 식어서 결국 흑색 왜성이 된다.

2.4. 태양 질량의 13배 이상

항성이 충분히 무거우면 수소, 헬륨뿐만 아니라 그보다 무거운 원소인 탄소, 질소 등을 재료로 한 핵융합 반응도 일어날 수 있다. 단 여기에도 한계가 있어서 핵융합의 산물로 나오는 원자가 가장 안정한 원자핵인 에까지 이르게 되면 더 이상 핵융합 반응이 일어나지 않는다. 이로 인해 별의 중심부에는 철로 이루어진 핵이 자리잡게 된다. 중심핵은 더 이상 에너지원이 없기 때문에 엄청난 압력을 받게 되는데, 이 압력은 축퇴된 전자들이 파울리의 배타원리에 의해 지탱해준다. 그러나 압력이 특정 한계를 넘어서게 되면 중심핵을 지탱해주던 전자들도 버틸 수가 없다를 외치며 순간적으로 양성자와 결합해 중성자가 되어버리는 현상이 발생한다. 그 결과 중심부를 지탱해주던 압력이 사라지고 별은 자체 중력에 의해 급격히 중력붕괴를 일으키는데, 여기서 생긴 충격파가 별 전체를 날려 버린다. 이것이 초신성 폭발이다.

보통 태양과 중원소 함량이 비슷한 경우 태양의 12.5배~28배 사이에서 중성자별을 남긴다.
중원소 함량이 태양의 10% 이하라면 태양 질량의 9.5~26배가 되며, 1% 이하로 준다면 25.5배까지 줄어든다.
중원소 함량이 태양의 15%가 넘어가면 태양 질량의 13.0~34배로 질량에서 중성자별을 남긴다.
즉 중원소 함량이 아무리 낮아도 태양 질량의 9.1배 이하가 되면 백색 왜성으로 되며, 중원소 함량이 아무리 높아도 태양 질량의 13.5배 이상이 된다면 중성자별이 생성된다.

또한 태양과 비슷한 중원소 함량을 가진 별이라면 태양 질량의 28배를 넘게 된다면 블랙홀로 변하게 된다. 중원소 함량이 태양의 10% 이하라면 태양 질량의 26배만 되어도 블랙홀이 될 수 있다. 다만 아무리 중원소 함량이 낮아도 태양 질량의 25배가 블랙홀이 될 수 있는 질량의 한계이다.

사실 중원소 함량이 아무리 낮아도 태양 질량의 40.5배 이하는 블랙홀이 되지 않는다.
그렇다면 중원소 함량이 아주 낮은 별의 경우 태양 질량의 25배만 넘어도 블랙홀이 되는데, 어떻게 블랙홀이 되는 것일까?

중원소 함량이 낮은 별의 경우 핵융합도 활발하고 질량 방출도 많지만 CNO순환이 더디고 양성자 양성자 연쇄 반응도 핵융합에 한몫을 하므로 중심핵과 복사층 하부 중심핵과 가까운 부위에서 핵융합이 주로 일어나므로 부푸는 정도가 작아지며 질량 방출의 정도도 줄어든다. 즉 항성의 중심부에 밀도도 높고 에너지 밀도도 높은 핵융합이 활발한 핵을 형성 할 수 있다. 즉 핵융합의 범위가 복사층 상단에는 작게 일어나는 덕분에 중심핵 부근에서 활발히 핵 반응이 일어나며 부푸는 정도가 작아 뜨거운 표면온도가 유지된다. (예를 들어 태양 만큼의 중원소 함량을 가진 100 태양 질량의 별 표면온도는 51000K을 유지하지만, 중원소 함량이 태양의 1%의 경우 100 태양 질량의 별은 60000K을 넘어간다.)
(CNO 순환과 양성자 양성자 연쇄 반응의 핵융합이 친화적으로 이루어지는데,양성자 양성자 연쇄 반응의 농도가 높아진다 하더라도 별의 핵반응이 낮아지는 건 결코 아니다. 태양의 100만분의 1의 중원소 함량 이상급을 가지고 있다면 핵융합의 빈도는 아무 문제가 없다. 오히려 태양의 절반의 중원소 함량에서 90만분의 1의 중원소 함량을 가진 별들의 핵반응은 중원소가 높은 별들의 핵반응보다 더 강하게 일어난다.
중심핵 부근에서 집중적으로 핵반응이 일어나므로 복사층의 부푸는 정도가 작으므로 덕분에 열이 많이 생성되어 핵반응이 더욱 활발해지는 것. (태양의 100배의 별의 경우 중원소 함량이 태양의 1.5배의 별의 중심부 온도는 5000만K인 반면, 중원소 함량이 태양의 1천분의 1의 별의 중심부 온도는 7000만K이나 되기 때문이다.)
덕분에 중원소 함량이 낮은 별이 같은 질량의 중원소 함량이 높은 별보다 표면온도도 더 뜨겁고 수명도 더 짧다. 다만 내부 핵반응의 특성상 외부 질량 방출이 낮아 블랙홀을 형성할 수 있는 핵을 만들 수 있게 되었다.)

따라서 말기에 질량 방출을 덜 하여 자신의 질량을 많이 보존할 수 있다. 따라서 태양 질량의 25~40배의 중원소 함량이 함량이 낮은 별들은 초기 초신성 폭발 때에는 중성자 별을 형성하고 초신성 폭발로 많은 물질이 외부로 방출되지만, 완전히 다 못 밀어내고 물질이 일부가 남아 형성된 중성자 별에 낙하하며, 결국 질량 초과로 중성자별이 붕괴하여 블랙홀로 변하며, 이때 블랙홀에 쌓인 물질에서 핵반응이 격렬히 일어나 감마선과 물질을 대량으로 내뿜은 초신성 폭발이 재차 일어나게 된다.
초기 초신성 폭발과 재차 초신성 폭발과의 시간 차이는 얼마 나지 않는다. 다만 재차 초신성 때는 자신의 남아 있던 모든 대량의 물질이 방출되지만 물질에서 일어나는 핵반응도 어마어마해 엄청난 감마선 폭발도 함께 일어난다.

태양 질량의 40.5배가 넘고 중원소 함량이 태양의 83% 이하라면 초신성 폭발시 즉시 블랙홀로 붕괴된다.
이 정도 질량이라면 내부에 중성자별이 형성되었어도 버틸 수 있는 힘이 있으며, 중성자별에 물질이 낙하되고 블랙홀이 형성되어야만이 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.

하지만 태양 질량의 40.5배가 넘더라도 중원소 함량이 태양의 83%를 넘는다면 즉시 블랙홀이 형성되지 않고 위의 태양 질량의 25~40배의 중원소 함량이 낮은 항성의 내부에서 일어났던 것과 동일하게 일어난다.
그 이유는 중원소 함유량에 따른 항성 내부의 핵융합에 따른 변화이다.

CNO순환은 온도와 질량에 민감하므로 중심핵에서 상당히 떨어진 복사층 상부 부근에서도 핵융합이 활발히 일어난다. 질량도 크면서 중원소 함유량이 높아지면 CNO 순환이 활발해지므로 복사층 상부에서도 핵융합을 할 수 있는 압력이 형성되고 온도도 유지되므로 이러한 현상이 발생하는 것이다. 이것은 중원소가 많이 포함되어 있어 CNO순환을 활발히 할 수 있기 때문이다. 결국 주계열임에도 불구하고 복사층이 부풀어 외피에 영향을 주어 별은 부풀게 되고, 표면온도가 뜨거우므로 계속해서 질량방출이 강하게 일어나게 된다.
주계열을 마치고 내부에 헬륨핵이 형성되었을 때는 더 많은 에너지가 방출되므로 핵융합은 더 상단으로 이동하고, 또한 중심부에서 뜨거운 열기가 표면으로 전달되므로 더 많은 질량 방출이 일어나게 된다. 결국 초신성 폭발시에는 핵이 중성자별로 붕괴될 때 남은 질량은 그 폭발힘으로 인해 모두 다 날라가게 된다.
또한 태양보다 1.1765배 이상의 중원소를 더 가지고 있는 경우는 질량이 아무리 크다 하더라도 블랙홀이 될 수 없는데 중원소가 풍부해 CNO순환이 활발히 일어나 내부에 뜨거운 열이 생성되어 스스로 부풀어 많은 질량 방출을 하게 된다.

따라서 태양의 1.1765배 이상의 중원소 함유량을 가지고 있는 별의 경우는 태양 질량의 50배가 아니라 100배, 심지어 천배를 넘는 질량을 가지고 있다 하더라도 중성자별을 형성하게 된다.

대신 중원소 함량이 태양의 1.1765배 이상인 별들에서는 태양 질량의 13.5~30배에서는 일반 중성자별을, 태양 질량의 30배가 넘는다면 마그네타 중성자별을 남기게 된다.
미래에 우주에 중원소 함량이 높은 별들이 많이 태어날 텐데 질량이 큰 별의 경우는 마그네타 중성자별을 남기는 걸로 최후를 맞이하게 된다.

즉 중원소 함량이 높은 별과 낮은 별은 똑같은 핵융합을 하더라도 내부에서의 진행에 차이가 이러한 결과를 낳는다.

하지만 질량이 더 커지면 또 다른 결과를 낳게 된다.
질량이 태양의 90배가 넘게 되면 내부에 중원소들이 많이 형성되는데 특히 산소가 많이 형성된다.
탄소핵 시절때까지는 압력이 낮아도 헬륨을 흡수해서 바로바로 산소를 형성하므로 에너지가 안정적으로 공급되어 중심핵에 가해지는 압력이 작아 평형을 이루는데 산소는 쿨롱힘이 강해 쉽게 핵반응이 일어나지 않아 밀도가 매우 높아져도 핵반응이 일어나기가 쉽지 않게 된다.
이게 질량이 태양의 40~90배 사이의 별이라면 그래도 압력이 적당히 눌려져 산소 핵반응도 맞춰져서 일어나 별이 그나마 버틸 수 있지만
특히 태양의 90배의 질량을 가진 별은 엄청난 압력으로 산소가 폭발적인 핵반응을 하여 마그네슘, 황, 규소로 핵반응하는데 압력으로 인한 밀도가 높아 핵반응이 폭발적으로 진행된다.
여기서 별을 날려버릴만큼 핵반응이 일어나 마치 하나의 항성이 탄생한 듯한 폭발이 일어나는데 이게 쌍 불안정성 초신성 폭발이다.
태양의 90~125배 사이의 별은 그래도 쌍 불안정성 초신성 폭발의 위력이 약해 별 전체가 폭발하지는 않는다. 물론 별의 질량의 상당수를 날려버리긴 하지만...
여기서 태양 중원소 함량의 95%이하의 별들의 남은 질량은 블랙홀을 남길 만큼은 남게 되어 블랙홀로 붕괴된다. 대신 남기는 블랙홀의 질량은 태양 질량의 120배의 별이나 태양 질량의 60배의 별이나 남기는 블랙홀의 질량은 비슷한데 쌍 불안정성 초신성 폭발 시절에 많은 질량을 날려 나타나는 현상이다.
(대략 태양 질량의 4배에 해당되는 블랙홀을 남긴다.)
역시 이 질량대의 별이라도 태양 중원소 함량의 95%가 넘어가면 블랙홀이 아닌 중성자별을 남긴다. (핵융합의 활발성으로 인해 수치가 점차 내려가 태양 질량의 55배만 되어도 태양 중원소 함량으로 내려가며 태양 질량의 60배만 되도 0.95배로 내려가게 된다. 이후에는 별로 차이가 나지 않는데 쌍 불안정성 초신성 폭발로 인한 질량 방출로 인해 질량이 큰 별이라 해도 별 차이가 나지 않아지기 때문이다. 태양 질량의 75배에서 최저치를 기록한 후 아주아주 서서히 올라가 285배 태양 질량까지 올라가야만 태양 중원소 함량을 회복한다.)

태양의 125배가 넘게 되면 중심핵에서 헬륨이 핵반응을 활발히 하여 산소가 형성되는 비율이 극히 높아지는데 탄소 핵반응이 끝날 때쯤 산소 중심핵에 가해지는 압력이 엄청나게 된다.
중원소가 작은 별이기 때문에 질량 보존도 잘 되어 있고 내부의 중심핵에 산소도 조밀하게 잘 모여 있기 때문에 압력이 일정 범위를 초과하게 된다.
따라서 산소 중심핵이 핵반응을 폭발적으로 하게 되는데 핵반응으로 인해 뜨거운 열이 그대로 전달되고 중심핵 바로 바깥의 복사층 하단과 중단에서 핵반응과 CNO순환을 폭발적으로 일으키면서 별을 확장시켜 열을 전달하며 복사층 상부까지 열이 전달되어 수소의 핵반응을 유도하게 되어 별전체가 핵반응의 아수라장이 되어 버린다. 결국 별이 못 버티고 별 전체가 폭발하게 된다. 마치 하나의 커다란 별이 쌍으로 형성되는 듯한 폭발을 일으켜 쌍 불안정성 초신성 폭발이라 하는데 이 엄청난 폭발로 별 내부는 아무것도 남지 않게 된다.

하지만 쌍 불안정 초신성 폭발은 중원소 함량이 0.541%이하, 즉 태양의 32%이하의 별들에서 나타나는 현상이다.
중원소 함량이 0.541%를 넘으면 위에서도 어느 정도 CNO순환이 일어나 별의 질량이 중심핵에 가하는 압력이 어느 정도 상쇄되기 때문에 별 전체를 날려버릴 만큼의 폭발이 일어나지는 않는다.
(태양 중원소 함량의 10만분의 1은 태양 질량의 117.1배, 0.01%는 117.6배, 0.1%이하는 118.2배, 1%는 118.8배를 유지하지만 이후 중원소 함량의 증대에 따른 효과로 5%의 별에서는 태양 질량의 120.6배, 10%는 124.5배,15%는 128.6배, 20%는 132.8배, 25%는 138배, 32%는 154.7배이다. 참고로 중원소 제로부터 태양 중원소 함량의 100만분의 1이하의 종족 III 항성들은 태양 질량의 116.4배까지 줄어든다.)

대신 태양 중원소 함량의 32%이상의 별들에서는 복사층 하부에서 일어나는 CNO순환이 핵에 가하는 압력을 어느 정도 상쇄시켜주므로 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어나지만 별전체가 폭발하는 핵반응은 일어나지 않는다.
따라서 이러한 별은 계속 핵반응을 하여 일생을 이어나가다가 중심핵에서 철이 많이 쌓이게 되어 초신성 폭발 후 결국 블랙홀로 붕괴된다.
하지만 전에 쌍불안정성 초신성으로 질량을 많이 날렸으므로 마지막 일생을 마칠 때 초신성 폭발로 인해 자신의 질량을 한껏 수월하게 날리게 된다.
따라서 태양 질량의 200배에 중원소 함량이 태양의 50%인 별이 남기는 블랙홀의 질량은 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 55배에 해당하는 별이 남긴 블랙홀의 질량과 비슷하다.
(물론 위의 설명처럼 중원소가 매우 풍부하면 중성자별을 남긴다.)

태양의 260배가 넘어가면 중원소 함량이 낮은 별도 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어나더라도 별이 버틸 수 있는 질량이 있으므로 블랙홀을 남기게 된다.
(태양 중원소 함량의 1% 이하는 260배, 20%는 275배, 32%는 290배이다.)
중원소 함량이 태양의 32%의 별은 산소 핵반응의 폭발적인 반응과 위에서 일어나는 CNO 순환의 힘이 플러스 되어 290배의 질량에서도 아무것도 안 남기는 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.)
하지만 태양 질량의 290배가 넘는 별는 블랙홀을 남기게 된다.
(역시 중원소가 매우 풍부하면 위의 설명처럼 중성자별을 남긴다.)

쌍불안정성 초신성 폭발로 인해 태양 질량의 60~120배에서 태양 중원소의 95%만 되도 중성자별을 남기던 별들은 이후 서서히 올라가 태양 중원소와 동일점이 되었을시에는 태양 질량의 285배에서 중성자별을 남기고 태양의 중원소 함량의 1.1765배에 태양의 13.5배 이상의 질량을 가졌다면, 질량에 상관없이 무조건 중성자별을 남긴다. 태양 중원소 함량의 1.1765배 즉 항성이 이 수치의 중원소의 양을 넘으면 태양질량의 천배가 넘어도 중성자별이 된다. 하지만 밑에서 설명하겠지만 중원소 함량이 높은 별은 일정 질량 쌓이면 핵융합이 일어나므로 별이 커지기 쉽지 않다. 태양 만큼의 중원소를 가진 별의 경우 별의 상한 질량치가 태양 질량의 150배가 한계이다.

초기 우주에는 태양의 중원소 함량보다 거의 1천분의 1이하에서 100만분의 1까지의 종족 2의 별이 많이 생성되었다.
중원소 함량이 100만분의 1 이하의 중원소 제로인 종족 3의 별의 평균 질량이나 초기 우주에 살았던 별들의 질량은 태양의 130~200배로 평균 태양의 180배였기 때문에 아무것도 안남기는 초신성 폭발을 하였다.

틈만 나면 이러한 초신성 폭발을 하였기 때문에 우주는 초신성 폭발로 인해 나오는 중원소들이 급격히 퍼져 종족 3인 별은 초기 우주 이른 시기에 사라지게 되었다.

이들은 당연히 무거운 금, 백금과 방사성 동위체인 캘리포늄, 페르뮴까지 뿌렸겠지만, 특히 지각의 구성 요소들인 규소, 칼슘, 황 등을 많이 뿌렸고, 철도 많이 뿌려 우주 성간 가스 내의 중원소 비율을 고르게 했다. 130억년전의 초기 우주에는 이러한 별들이 대량 생성되었으며 이들이 폭발하면서 내놓은 중원소를 관측할 수 있다. (이러한 별들은 우주 최초인 별들인 항성 종족 3에서 종족 2 사이 시절인 134억년전에서 100억년전까지 대량 생성되었다. 지금도 이러한 별들이 생성되고 있지만 초기 우주 시절과 비교해서는 아주 극소수일 뿐.. 지금은 거의 적색왜성이 많이 생성되고 O 분광형인 별들은 아주 극소수만 생성되고 있기 때문에..)
이러한 별들은 100억년전까지는 많이 생성되지만 그 이후는 서서히 줄어들게 되었고 지금도 이러한 별들이 곳곳에서 많이 생성되고는 있지만 초기 우주와 비교해서는 아주 적은 개체수일 뿐이다.

이러한 별들이 많이 태어났기 때문에 덕분에 우주 성간 가스내에 중원소들은 골고루 퍼졌으며, 우주 전체적으로 중원소가 고루 섞여 있는 역할을 하게 된 아주 중요한 요소들이었다.

3. 기타

3.1. 1세대 항성 추적

항성이란 것이 결국 수명에 한계가 있다보니, 수명이 다 할 즈음에는 많은 양의 원소들을 방출(폭발)해내는데, 이 방출된 원소들이 다시 중력으로 뭉쳐서 항성을 만들고, 그것이 다시 방출되어서 무거운 원소를 뱉어내고, 그것이 다시 항성을 만들고 를 반복하다보면 우주전체에서 가벼운 원소의 수는 적어지고 자연스레 무거운 원소는 점점 늘어나게 된다. 즉, 가까운(비교적 최근의) 거리에서 관측되는 항성에 비해서, 먼(비교적 과거의)거리에서 관측된 항성에선 무거운 원소들이 덜 발견된다는 거다.
이러한 핵융합반응과 초신성폭발의 부산물로 생기는 무거운 원소들은 항성이 아니면 그 자체가 우주상에서 생성될 수 없기 때문에(만약 그렇게 된다면 우주는 수소와 헬륨만으로 가득차게 될 것이다. 간혹 소수의 약간 그 이상의 원자량을 가진 원소(리튬, 베릴륨, 붕소 등)를 볼 수도 있긴 하지만 지금 우리가 존재하고 있는 건, 그러니까 생명이란 것이 존재할 수 있는 건 항성 덕이라고 생각해야 할 것이다.) 우리 몸을 이루고 있는 원자들은 과거 어떤 항성의 중심핵에서 융합된 것이다.

물리학자들은 이러한 과정을 통해 무거운 원소들의 포함이 적은 항성들을 계속 역추적하게 되면 결국 순수히 핵융합과정으로 인한 중수소의 생성(포함) 이전의 우주 최초의 제 1세대 항성을 발견할 수 있을 거라는 발상을 했다. 그리고 혹시 발견한다면 초기 우주의 암흑 시대(빅뱅 후 38만년 ~ 7, 8억년)를 규명할 엄청난 발견이 될 것. 2011년 1월 초, 케임브리지 대학과 캘리포니아 공대 과학자들이 약 130억광년 정도에서 그 제 1세대 우주 최초 별의 잔해를 발견하여 크게 진전되었다. 이 별의 잔해는 중수소의 함유량이 역대 항성 관측 사상 최저인 것으로 보인다. 물론 아직 추가적인 검토는 필요한 단계.

4. 종족 3 항성들의 핵융합

초기 우주에는 중원소는 없었고, 수소부터 붕소까지밖에 없었기 때문에 양성자 양성자 연쇄 반응으로만 핵반응을 해결해야 했다. 하지만 이게 태양 중원소 함량의 100만분의 1 이상이라면 CNO 순환도 화력을 발휘하게 되지만 그 이하였기 때문에 그럴 힘도 없었다.

그래서 종족 3 항성들은 특이한 핵융합을 하게 되었다.

종족 3 항성들은 처음에는 순수 100% PP반응과 소량의 헬륨-3와 리튬, 베릴륨, 붕소등을 태우면서 초기에는 조금 어둡게 빛나면서 내부의 중심 온도를 키워갔다. 종족 3 항성들의 평균 질량은 태양의 130~200배 수준이었으므로 어느 정도만 수축해도 내부의 헬륨이 핵융합 하여 탄소를 형성할 수 있다. 내부 중심핵의 밀도가 물 밀도의 700배에 온도가 1억 4천만K까지 늘게 되면 헬륨이 핵반응하여 어느 정도의 양인 탄소 중원소가 형성되어 별 내부의 중원소 함량이 태양 중원소 함량의 100만분의 1이 넘어가면 충분히 CNO순환을 일으킬 수 있다.
CNO 순환이 일어나면 내부 중심핵의 밀도와 온도가 내려가 헬륨 핵반응은 멈추게 되며 별은 CNO순환과 PP반응 둘의 힘을 이용하여 안정적인 주계열 단계를 거칠 수 있다.

마지막에는 쌍불안정성 초신성 폭발을 통해 아무것도 안남기는 초신성 폭발을 하여 우주에 중원소를 퍼트리게 된다.

다만 아주 거대한 태양의 450배가 넘는 거대한 항성들도 태어났었는데 이러한 별들은 거의 태양의 2천만배에 달하는 광도를 내며 마지막에는 거대한 초신성 폭발을 한 후 태양 질량의 10~15배나 되는 거대 블랙홀을 형성하게 된다. (일반적인 막 태어난 항성블랙홀이 태양의 3~4배인 점을 들면 아주 거대한 블랙홀이다.)
이러한 거대 블랙홀들은 주변의 가스들을 끌여들어 은하 형성에 기여하게 된다.

4.1. 거대한 항성

우주에는 태양은 비교도 안될 정도로 거대한 항성들이 다수 존재한다. 그러나 이처럼 거대한 별들은 보통 죽기 직전 외포층이 부풀어올라서 실제로는 속빈 강정에 불과하다. 천문학자들 입장에서 정말로 '큰 별'은, 속이 꽉 찬, 다시 말해 무거운 별이다. 즉 질량으로 따진다는 말이다. 대표적으로 덩치가 큰 별인 큰개자리 VY[3]나 세페우스자리 VV A의 경우 질량은 태양의 25배 정도에 불과하다(항성질량의 한계는 현재 태양과 비슷한 중원소 함유량을 가진 경우 태양의 150배이다.). 그러나 우주에는 이보다 질량이 더 큰 별들이 존재한다. 대표적인 예가 성단 1806 내에 있는 별들 중 하나인 LBV 1806-20으로 이 별의 질량은 비공식적으로 태양의 150배에 근접한다. 다만 이러한 별들은 지름이 태양의 20배밖에 되지 않는다. 질량이 큰 별들은 강한 핵융합으로 인해 표면온도가 뜨거워 항성풍으로 다 날려버리기 때문에 말기에는 울프 레이에별과 같은 형태가 된다.

이러한 관점에서 볼 때, 현재까지 관측된 가장 거대한 항성은[4] 태양으로부터 16만 5000광년 떨어진[5] 황새치자리 R136a1 이라 한다. 이 별은 에딩턴 한계(이론적인 별의 최대 질량인 '태양의 약 150배'이지만 중원소 함량에 따라 다르다. 아래에 설명이 나와 있다.)를 깬 별로서, 질량은 태양의 265배, 밝기는 태양의 870만 배에 달한다. 단 위에서 설명했듯이 크기 자체는 태양의 35배 정도에 불과(?)하다.(이 별도 울프 레이에별) 나이는 대략 100만 년 정도로 추정하고 있으며, 별 자체의 질량이 너무 크고 에너지 소모가 극심해서 앞으로 100만 년 정도만 지속될 것으로 예측된다. 이는 태양의 총 수명으로 추정되는 100억년에 비해 찰나의 순간에 불과하다.

4.2. 기타

항성 역시 행성처럼 스스로 돈다. 다만 그 속도는 항성의 종류에 따라 편차가 매우 심한데, 불과 10시간 정도에 한 바퀴 씽씽 도는 경우도 있고, 태양처럼 1회 자전에 한 달 가까이 걸리는 느린 경우도 있다. 이처럼 속도 차이가 나는 정확한 원인은 밝혀지지 않았다. 다만 처음 태어났을 때 빠르게 자전하는 항성이 자기장과의 마찰 때문에 느려지기는 하는 모양. 아케르나르나 알타이르 같은 경우 너무 빨리 돌아 럭비공마냥 납작하게 부풀어 오른 모양을 하고 있다.

항성들이 밤하늘에 떠 있는 것을 인간이 특정한 모양으로 연결해서 묶은 것이 별자리이다.

항성의 밝기는 겉보기 등급과 절대등급의 두 가지로 따진다. 자세한 내용은 별의 등급 문서를 참고해 보자.

블랙잭에 언뜻 눈에 띄지 않지만 대단한 능력을 가진 사람을 6등성에 비유하는 에피소드가 있었다.

항성에서는 최대 질량이 정해져 있다. 이는 항성이 질량이 어느 정도 뭉쳐지면 복사압이 강해져 성장이 저해되기 때문.
또한 내부의 핵융합으로 인해 발생되는 에너지는 복사압을 더 강하게 하여 성장을 멈추게 되는 작용을 한다.

태양만큼의 중원소를 가진 항성은 최대 질량이 150배이다.
중원소 함량이 태양의 65%는 180배, 50%는 200배, 10%는 320배이다. 중원소 함량이 적을 수록 초반에 핵융합이 시작되는 시점이 늦기 때문에 질량이 더 커질 수 있다.
과거 항성 종족3의 별은 평균 태양의 180배였으며, 아주 거대한 태양의 400~700배나 되는 별도 탄생되었었다.

태양 정도의 중원소를 가진 별들은 CNO순환을 더 활발히 일어나고 태양의 2배의 중원소를 가진 별들은 CNO순환이 더 활발히 일어나 핵융합이 더 일찍 시작되므로 별의 크기가 작아질 수밖에 없다.
예를 들어 태양의 1.3배의 중원소를 가진 별의 최대 질량 한계선은 태양의 131배, 1.5배는 119배, 2배는 103배, 3배는 88배까지 떨어진다.
하지만 별을 생성할 수 있는 성간 물질의 밀도가 매우 높다면 약간 더 크게 성장할 수는 있다.
지금까지 발견된 별들 중 가장 큰 별인 R136a1은 초기 질량이 태양의 325배였다. 중원소 함량이 태양의 35%인 이 별은 원래로 따지면 태양의 230배가 최대 한계점이나 평시보다 무려 40%나 더 성장했다.
이는 당시 이 별이 태어날 때 성간 물질이 아주 빽빽하게 존재하여 별의 초기 복사압을 이기고 성간 물질이 떨어질 수 있었기 때문이었다. 이러한 성간물질의 밀도에 따라 오차는 있다.

다만 앞으로 우주에서는 중원소 함량이 풍부한 별들이 많이 태어나기 때문에 질량이 커다란 별이라 할지라도 극히 큰 별이 생성되는 것은 매우 드물게 된다.

6. 관련 항목

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  • [1] 태양을 제외한 항성은 지구에서 아주 멀리 떨어져 있기 때문에 천구상에서 거의 움직이지 않기 때문에 붙은 이름이다.
  • [2] 물론 항성의 질량에 따라 에너지 전달 메커니즘이 달라 이 차이는 더욱 벌어진다. 적색왜성의 경우 항성의 몸체 전체에서 대류가 활발히 일어나 항성의 몸체 전체를 연료로 써먹을 수 있어 계산치보다 훨씬 오래살 수 있다. 반면 다른 주계열성의 경우 핵심부에 있는 질량의 10분의 1 정도만 연료로 사용한다
  • [3] 한때 태양의 1,900배 크기로 가장 큰 별로 알려졌으나, 재측정 결과 태양의 1,420배로 정정되면서 태양의 1,650배 크기의 NML Cygni가 가장 큰 별이 되었다. 그래도 10손가락 안에 드는 큰 별이다.
  • [4] 항성만을 따졌을 경우다. 준항성체(퀘이사)나 블랙홀 등은 제외.
  • [5] 우리 은하의 위성 은하인 대마젤란 은하에 위치한다.
  • [6] 엄연히 항성, 그것도 지구에서 제일 가까운 항성임에도 불구하고 한동안 이 항목에서 빠져 있었다.(...) 이유가 뭘까


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