구글SKY가 안내하는 별의 일생

구글 SKY를 띄우고 우연히 초록색 별이 눈이 띄길래 클릭을 해봤습니다.

그랬더니 "별의 일생"이라는 안내문이 나오더군요.

 

내용인즉슨, 별의 일생을 구글 SKY를 통해 볼 수 있다는 내용입니다.

구글 SKY에서 제공하는 별의 단계별 이미지를 통해 '별의 일생'에 대한 학습을 하는 거죠.

개인적으로 이러한 생각, 그리고 이러한 자료의 도움을 받을 수 있는 영어문화권 사람들이 무척 부럽다는 생각이 들었습니다.

 

어쨌든...나름대로 흥미있는 내용인지라 따라다니면서 허접하게 번역을 해 봤습니다.

내용의 난이도는 초등학교 고학년 정도를 대상으로 한 것 같습니다.

아래부터는 구글 SKY에서 소개하는 별들의 일생입니다.

 

 

우리가 하늘을 볼때 겪게 되는 첫번째 경험은 주로 별을 보게 되는 것입니다.

 

밤하늘에 빛나고 있는 찬란한 물체들은 광활한 공간에 떠 있는 별들이고,
오리온 벨트를 이루는 3개의 별, 큰곰자리의 일부인 북두칠성, 북극성, 남십자성과 같이
우리에게 친숙한 별들은 하늘의 좌표이기도 합니다.

 

이들 별들과 함께 밤하늘의 모든 별들은 우리가 보기에는 그저 밤하늘의 고요한 빛으로만 보이지만
실제로는 중력과 압력의 영향으로 격렬하게 운동하고 있습니다.

 

별들의 중심은 너무나 뜨거워서 그 핵을 구성하고 있는 원자는 다른 원자로 쉽게 전환되며
별들의  표면은  거대한 폭발과 진동을 계속하고 있습니다.

 

별들은 별들의 요람인 먼지속에서 태어나 수백만년 혹은 수십억년동안 핵융합으로 연료를 소진한 후
장엄한 폭발과 함께 생을 마감합니다.

 

이러한 별들의 삶은 그 탄생부터 죽음까지의 기간이 너무나 장구하여 우리 인간이 처음과 끝을 직접 관찰할 수는 없습니다.

그러나 천문학자들은  우리가 알고 있는 중력의 법칙, 기체역학, 핵물리학등의 지식을 동원하여  
여러 관점에서 많은 별들을 관측함으로써 별들의 일생을 자세하게 모델화할 수 있었습니다.

 

1. 별의 요람

 

이것은 독수리 성운입니다.
은하에서 새로운 별들을 가장 많이 만들어내는 곳중 하나입니다.
먼지와 가스기둥 깊은곳에서 별들이 처음으로 빛을 내기 시작하는 모습을 볼 수 있습니다.

 

우주에서 별들사이의 공간은 대부분 텅 비어 있습니다.

그러나 그 공간 이곳 저곳에서 광대한 크기의 가스와 먼지 구름들을 발견할 수 있습니다.

독수리 성운은 그 중 하나입니다.

 

독수리 성운과 같은 성운들은 비록 그 구성 물질들(가스와 먼지구름 등)이 수 광년의 넓은 지역에 분포하고 있지만,
크게는 태양의 몇 천배에 달하는 질량에서 발생하는 거대한 중력과 엄청나게 큰 내부 압력들이 예측불가능한 상호영향을 끼치면서

존재하고 있는 것입니다.

 

이러한 상호영향의 균형은 근처의 초신성이나 은하의 충돌로 인하여 붕괴하게 됩니다.

이런 일이 발생하면 가스들이 자체붕괴되기 시작하면서 별의 탄생이 시작되는 것입니다.

 

성운의 크기나, 밀도에 따라 어떤 경우 최초의 별이 탄생하기까지 가스와 먼지들의 붕괴기간은 1000만년에서 2000만년정도

지속되는 경우도 있습니다.

 

독수리 성운은 가스와 먼지의 붕괴로 별을 만들어내기 시작한 후 중기에 접어든 성운입니다.

가스와 먼지가 빽빽하게 쌓여 있는 첫번째 기둥(이와 같은 가스 기둥을  "Bok Globule"이라고 부릅니다.)이 형성되고
그 안에서 새로운 별들이 탄생하여 핵융합반응을 시작합니다.

 

별들이 탄생하면서 발생한 별폭풍은 성운의 가스와 먼지들을 밀어내면서 아래와 같은 첨탑 모양의 가스구름들이 만들어지게 됩니다.

 

독수리 성운은 자신의 가스와 먼지를 모두 소진하기까 수천개의 별들의 어머니가 될 것입니다.

 

* 별이 탄생하는 성운에 대한 또 다른 설명을 보시고 싶으시면

  '허블사이트' 폴더의 '별들의 요람 NGC 4449 '라는 글을 참고하실 수 있습니다.

 

 

2. 주계열성

 

이 이미지는 '85페가시A'라는 별의 이미지입니다.

이 별은 우리 태양계로부터 40광년 떨어져 있습니다.

이 별의 크기와 색깔, 그리고 밝기는 우리 태양과 아주 비슷합니다.

85페가시A가 우리 태양과 다른점이라면 다중 항성체의 일부로 존재한다는 점입니다.

 

우리 태양도 그렇고 수명주기의 중간에 있는 다른 별들도 모두 수소를 헬륨으로 전환하면서 에너지를 얻습니다.

별들은 대부분 구성원자가 수소이며 약간의 헬륨을 포함하고 있습니다.

(전체 원자의 대략 10%정도, 그러나 헬륨의 질량은 수소의 4배이기 때문에 질량으로는 25%를 차지함)
그리고 극히 소량의 더 무거운 원소들로 구성되어 있습니다.

 

젊은 별들의 중심부의 압력과 온도는 중심핵의 수소가 헬륨으로 연소될 때까지 증가합니다.
헬륨원자에 묶인 에너지들은 이와 같은 과정(천문학자들은 종종 이 과정을 수소를 태우는 것으로 묘사합니다.)을 통해
에너지를 생성하며 자체 중력이 유지될 수 있는 한 핵에서의 온도와 압력은 계속 증가하게 됩니다.

 

별들이 수소를 태우는 이 기간의 별들을 천문학자들은 주계열("Main Sequence")성이라고 부릅니다.

 

이 기간에 속한 별들이 1900년대 초에 Ejnar Hertzsprung 과 Henry Norris Russell에 의해

색깔과 밝기를 기준으로 처음 도식화 되었습니다.
이러한 와중에 이들은 별들의 색깔과 밝기에서 유사점을 찾을 수 있었습니다.
예를들어 아주 밝은 별들은 푸른색을 띠는 경향이 있는 반면 침침한 밝기의 별들은 붉은 색을 띠는 경향이 있었습니다.

이후의 천문학자들은 이러한 밝기와 색깔 패턴들이 이들 별들이 수소를 태움으로써 얻는 빛깔의 패턴들이라는 사실을 알게 되었습니다.

 

별을 구성하고 있는 주요 원료가 수소이고 수소 핵반응은 상대적으로 느리게 진행되기 때문에
별들은 일생의 대부분을 이러한 주계열성으로 보내게 됩니다.

 

실제로 별의 수명은 별의 질량에 달려 있습니다.
질량이 큰 별들은 작은 별들에 비해 수소를 더 빨리 태워 없애버립니다.

 

우리 태양은 주계열성으로 약 100억년을 살게 될 텐데 현재까지의 수명은 대략 46억년입니다

베가(Vega) 별(태양에 비해 약 2.5배가 크며, 50배가 더 밝음)의 경우는 주계열성으로 대략 10억년 정도를 살 수 있게 됩니다.
그 반면  바나드 별(Barnard's Star)(태양보다 50배 작고, 2500배 희미함)은 이미 그 수명이 100억년이 되었지만
아직 100억년은 더 주계열성으로 살게 됩니다

 

 

3. 적색거성

 

이 별은 '알데바란(Aldebaran)'이란 별로, 황소자리에 있는 적색거성입니다.
거리는 약 65광년이며 그 밝기는 태양의 150배로서 가장 밝은 별 중 하나에 속합니다.

 

주계열성으로서 육안으로 보이는 별들 중 대부분은 적색거성입니다.

이들 별들은 중심핵에서 공급가능한 수소가 고갈된 별들로서

중력 붕괴를 방지할만한 더 이상의 에너지 원천을 가지고 있지 않은 별들입니다.
따라서 이들 중심핵은 다시 수축을 시작하게 됩니다.

 

중심핵의 껍질부분에서 수소연소가 진행되는 동안 발생한 에너지가 이들 별들의 외형을 부풀어오르게 하고
온도는 점점 내려가게 되면서 적색 가시광선을 배출하게 됩니다.

 

이러한 진행의 결과는 드라마틱합니다.

예를들어 아르크투르스(Arcturus)라는 별의 질량은 태양의 2.5배이지만, 반지름은 거의 25배에 달합니다.
 

이렇게 표면이 확장되면서 별의 밝기 역시 대단히 크게 확장됩니다.
여기에 등장한 알데바란의 경우 방출하는 빛은 태양의 150배입니다.

 

우리의 태양이 적색거성 단계에 접어들면 그 반지름은 현재 지구까지의 거리에 다다를 정도로 팽창될 것입니다.

그 때쯤이면 지구의 공전궤도가 지금보다 70%정도 더 멀리 위치할 것이기 때문에

아마도 지구는 태양의 팽창에 의해 흡수되지는 않을 것이지만, 강렬한 태양빛으로 인해 지구의 모든 대양은 말라붙게 될 것입니다.

다행스럽게도 이러한 현상은 45억년이나 지나야 나타나게 됩니다.

 

거의 모든 별들은 결국 적색거성의 단계로 진입하게 될 것입니다.
그러나 그 뒤에 별이 어떤 운명을 맞을지는 전적으로 별의 질량에 달려 있습니다.

질량이 큰 별들은 마침내는 초신성 폭발을 일으키게 되는 반면
태양보다 두배정도의 질량 쯤에 머무는 별들은 행성상성운으로 끝을 맞게 될 것입니다.

 

 

4. 행성상 성운

 

이것은 2600광년 떨어진 큰곰자리의 올빼미 성운(Owl Nebula)입니다.

비록 천문학자들이 원래는(이 성운의 이름을 명명할 당시) 올빼미성운과 같은 성운들이 우리 태양계와 같은 형태라고 생각했지만
오늘날 우리는 이들이 우리 태양과 같은 별들의 마지막 단계임을 알게되었습니다.
 
우리 태양과 같은 별은 수소연료를 모두 사용한 후에는 그 다음단계로 수명을 지속할 만큼의 충분한 질량을 가지고 있지는 않습니다.

 

훨씬 질량이 큰 별들은 헬륨원자로부터 탄소를 얻을 수 있을만큼 중심핵의 온도가 증가할 수 있으며 한걸음 더 나아가
더 무거운 원소들을 만들어낼 수 있을만큼까지도 이를 수 있습니다.

 

그러나 태양과 같은 별들은 적색거성으로 부풀어오른 후, 중심부의 붕괴를 겪으면서 백색왜성 단계에 진입합니다.

백색왜성은 핵융합으로부터 에너지를 얻는 대신 자체 붕괴로부터 남은 에너지를 복사에너지로 방출합니다.
이와 동시에 별의 중심 잔해만 남고 별의 외부 부분은 완전히 날려 없어지게 됩니다.

이로부터 뜨거운 플라즈마 에너지의 복사가 만년정도 지속되고 그 이후 백색거성이 이온화를 유지할 수 있는 열은

더이상 남아 있지 않게 됩니다.

* 행성상성운에 대한 자세한 설명은 '허블사이트'폴더의  별의 최후의 흔적(행성상 성운) 항목에서 보실 수 있습니다.

 

5. 초신성

 

이것은 게성운(Crab Nebula)입니다. 게성운의 초신성 잔해는 이곳 지구에서 1054년에 처음 관측되었습니다.

그 밝기가 절정에 달했을때, 대낮에도 그 빛이 보였다는 중국과 아랍, 아메리카 원주민의 점성술가들의 기록이 남아 있습니다.
이러한 밝기에도 불구하고 유럽에는 그 관측 기록이 남아 있지 않습니다.
 
백색왜성들이 천천히 빛을 잃어가는데 반해 질량이 태양의 10배 이상에 달하는 이들 별들은 거대한 폭발을 계속합니다.
때로는 이 폭발로부터 생기는 빛들이 그들이 속한 은하의 나머지 모든 별들의 빛보다 밝을 때도 있습니다.

 

이들 초신성들은 그 표피층들을 우주공간으로 내던진 후 중성자 별이나 블랙홀 상태로 남게 됩니다.
(어떤 초신성들은 백색왜성으로부터 생기기도 하지만 물리적인 속성은 완전히 다릅니다.)

 

행성상성운으로 둘러싸인 백색왜성과 같이, 초신성 잔해 주위에 남아 있는 가스들은 매우 뜨거워서(약 1만 ~ 2만K(절대온도))
그 빛은 가시광선뿐만 아니라 적외선이나 X-Ray선들도 만들어냅니다.

 

이러한 대 폭발의 근원은 우리가 적색거성에서 언급한바 있는 헬륨의 연소에 있습니다.

수소의 경우와 마찬가지로 이들 별들은 결국 그들의 중심핵에서 헬륨을 모두 소진하게 되는데
이와 같이 핵에서 원소의 소진은 헬륨에서 탄소로, 탄소에서 산소로, 산소에서 네온으로 이어져 나타납니다.

이러한 과정은 최종적으로 철이 등장할 때까지 계속됩니다.

철보다 무거운 원소들은 더 높은 원자결합에너지를 가지고 있는데 이는 더 무거운 원소들을 연소시키려면
이들이 더 가벼운 원소일 때 생성시킨 에너지보다 더 많은 에너지를 필요로 하게 된다는 것을 의미합니다.

 

따라서 더 이상 자체 중력을 지탱할 에너지가 없는 상태에서 중심핵은 중력과 에너지 평형을 이룰 때까지 붕괴를 계속하게 됩니다.

이 시점에서 원자핵융합으로부터 얻은 반동은 초신성에 에너지를 공급하게 되고 이런 경우 붕괴를 멈출 수 있게 됩니다.

* 초신성 폭발에 대한 다른 설명은 '허블사이트' 폴더의 '베일 성운의 초신성 폭발 잔해'를  참조하십시오.