별의 일생과 태양의 운명

별의 일생과 태양의 운명에 대해 알아보도록 하겠습니다. 별의 일생은 초기 원시 별의 질량에 따라 수명이 다릅니다. 질량이 작은 별들은 백색왜성이되고 초기질량이 태양질량의 1.4배 이상되는 별들은 마지막 단계에 초신성 폭발을  거쳐 중성자성과 블랙홀이 됩니다. 태양은 성간물질의 중력수축으로 모여 주계열성으로 형성된 후 대략 100억 년 동안 그 상태를 유지합니다. 중심부의 수소가 헬륨으로 전환되면 주계열성 단계를 벗어나 적색거성이 되고, 결국에는 맥동변광성이 되면 외곽 가스를 분출하면서 중심부는 백색왜성이 됩니다.

 

별의 일생에 대해 알아보도록 하겠습니다.

 

별의 일생

별은 양성자와 양성자가 핵융합 하는 순간에 별이 탄생하고,별이 맞이할 마지막 단계는 백색왜성, 중성자성, 블랙홀입니다. 성간물질이 중력으로 수축하여 중심 영역의 온도와 압력이  올라가면 핵융합 단계로 진입합니다. 태양 질량 정도의 천체는 약 1000만 년쯤 되는 시간 동안 중력 수축을 통해  중심 영역에서 4개의 양성자가 1개의 헬륨 원자핵으로 전환하는 핵융합을 합니다.  중심핵이 수소 핵융합하는 단계의 별을 주계열성이라 합니다. 초기 질량이 태양 질량의 1.4배가 되지 않는 별들은 주계열성 상태로 수십억 년 이상 지낸 후 적색거성이  됩니다.

 

적색거성은 변광성 단계를 거쳐 외곽의 가스를 거대 항성풍으로 분출하고, 중심 영역의 고밀도 핵만 남아서 백색왜성이 됩니다. 초기  질량이 태양 질량의  약 10배가 넘는 별들은 주계열성 단계에서 벗어나 초거성이 되고, 타입Ⅱ 초신성(supernova)일 경우 폭발합니다.  타입Ⅱ 초신성은 폭발 후 지구 크기만  한 철로 된 중심핵을 생성합니다. 중심핵이 철로 된 초신성이 중력 수축을 계속하면 중성자성이 됩니다.

 

타입 Ⅱ 초신성 중 초기 질량이 태양의 수십 배 이상이  되는 별의 중심핵은 폭발 후에 강한 중력 수축으로 빛도 탈출 할 수 없는 블랙홀이 됩니다.  빅뱅 후 약 5억 년 지나 생성된 최초의 별 중에선 태양 질량의 100배 정도로 무거운 별이 많은데, 이들은 100만 년  정도를 살다가 마지막에 폭발해 블랙홀이 됩니다. 결국 별의 마지막 운명은 별 탄생 시 초기 밀도가 결정합니다.

 

태양의 운명

태양은 46억 년 전 중심부에서 수소 원자핵이 핵융합을 시작하면서 헬륨 원자핵으로 변하면서 주계열 단계의 별로 탄생하였습니다. 태양은 주계열 단계에서 거의 100억년 동안 살면서 수소 핵융합을 할 수 있습니다. 태양은 절대등급으로는 4.8등성으로 은하수 변두리의 평범한 별입니다.  태양은 겉보기 등급으로는 -26.8등성입니다.

 

적색거성-점근성가지별 단계

태양은 주계열성 단계에서 46억 년을 살아왔고, 앞으로 약 50억 년 후에는 중심핵의 수소 핵융합이 헬륨 핵융합으로 전환되는 단계로 진입합니다. 중심핵에 수소가 점차 줄어들면서 중심핵 주변의 헬륨이 핵융합하는 과정이 바로 적색거성입니다. 중심핵 바깥쪽의 헬륨이 높은온도와 압력으로 핵융합하여 탄소가 생성되는 과정에서 별의 반지름이 10배 이상 증가합니다. 이에 따라서 태양의 표면적은  몇백배 이상으로 커지고, 표면온도는 약 3000도 정도인 적색거성이 됩니다.

태양이 적색거성 단계에 이르게 되면 점점 커지는 태양 속에 지구가 합쳐지면서 지구의 표면은 모두 녹아버립니다. 이 단계에서는 헬륨이 탄소로 바뀌며 핵융합이 지속적으로 이루어지면서 태양의 중심부는 점차 탄소로 형성되기 시작합니다. 태양 질량 정도의 별은 중심 온도가 3억 도에 미치기 어려워 탄소 핵융합이 발생하지 않습니다. 중시핵은 변화가 없지만 바깥쪽의 헬륨과 수소가 차근 차근 핵융합하면서 점근거성가지별(AGB별)이 됩니다. 적색거성에서 점근성가지별 단계는 수억 년 정도 진행됩니다.

 

점근거성가지별-맥동변광성-행성상 성운 단계

점근거성가지별이 된 태양은 바깥쪽부터  급격히 커지게 됩니다 그리고 표면층이 급속히 식어가는 맥동변광성이 됩니다. 맥동변광성은 별이 팽창과 수축을 반복하면서 핵융합으로 생성된 원소들을 거대 항성풍으로 대량 분출하는 단계의 별입니다. 맥동변광성에서는 가스가 분출하는데 이 가스가  성간물질이 됩니다. 이 단계의 별들은 정기적으로 별의 구성 물질을 분출하여 중심부에 하얀 백색왜성이 생기고 그 둘레에는 분출된 가스들이 원 형태로 분포하는 행성상 성운(planetary nebula)이 됩니다.

 

맥동변광성 단계를 거친 태양이은 중심핵은 탄소가 강한 중력으로 축퇴된 상태의 별이 되고, 중심핵의 탄소가 강한 중력으로 축퇴되면 다이아몬드가 됩니다. 우리 은하에서도 다이아몬드 별이 여러 개 발견되었습니다.

 

백색왜성 단계

맥동변광성에서 백색왜성이 되는 단계에서는 대략 수백만 년  시간 동안 진행됩니다. 태양의 일생에서 별이 되는 첫번째 과정은 중력수축단계로 약 1000만 년 정도의 시간이 소요되며,두번째 과정은 주계역설 단계로 중심핵에서 수소가 핵융합하는 100억년의 시간이 소요되며 마지막 단계인 적색거성에서 백색왜성이 되는 시간은 수억 년에 걸쳐 이루어집니다. 마지막 백색왜성이 되면 광자를 방출하면서 서서히 에너지를 잃게 되어 어두운 흑색왜성이 되면서 운명을 다하게 됩니다.

 

 

결론

결론적으로 태양의 일생을 관통하는 +베타방괴는 +전자, 광자, 양성자의 생성과 소멸 과정입니다. +전자는 질량은 전자와 같지만 전하량의 부호만 다른 입자로 양전자라 합니다. 생명과 다른 별에서는 질량과 중력이 핵심요소입니다. 별은 전자, 양성자, 광자에 중력을 추가해야 하지만 세포에서는 중력의 영향을 거의 무시할 수 있습니다.

 

결국 별의 일생은 중력과 핵력의 균형속에서 상호작용을 통한 에너지와 물질의 순환 과정입니다. 별에서 물질이 변환된ㄴ 현상은 +베타붕괴를 통한 핵융합과정이고  그에 따른  에너지는 광자 형태로 방출하는 것이라 할 수 있습니다.

 

 

다음 포스팅은 '지구의 탄생'에 대해 알아보는 시간을 갖겠습니다.