별의 성장

별은 성운에서 태어나 수명이 다하면 다시 성운으로 돌아간다. 이러한 성운들은 언젠가 다시 또 다른 별로 태어나게 된다. 성운에서 태어난 별이 일생 동안 내부 상태의 변화를 겪으며 변화하고, 결국 죽음을 맞음으로써 다시 성운으로 돌아가는 과정을 우리는 별의 진화라고 한다. 별의 진화 과정은 별의 질량에 의해 결정된다. 별이 자신의 일생을 처음 시작하는 주계열성이 되었을 때뿐만 아니라, 주계열 이전과 이후에 이루어지는 진화과정, 그리고 심지어 최후의 모습까지 모두 별의 질량과 관계가 있다. 별이 진화하는 과정에서 어떤 별은 팽창과 수축을 되풀이하다 별의 외곽부를 우주 공간에 남겨 성운을 만들기도 하고, 어떤 별은 강력한 폭발과 함께 우주 공간으로 자신의 물질을 격렬하게 뿜어내기도 한다. 태양 정도의 질량을 가지는 주계열성은 일정한 과정을 거치며 진화한다. 태양 정도의 질량을 갖는 주계열성들은 비교적 오래 살아간다. 이러한 별들은 시간이 지나 내부 에너지를 모두 방출하면 별의 바깥층이 부풀어 올라 적색 거성이 되고 마지막에는 백색 왜성으로 일생을 마친다. 일부는 완전히 희미해져 남아 있는 외곽층들을 분출하고 행성상 성운이 된다. 태양보다 질량이 큰 별들은 빠른 속도로 에너지를 방출하므로 태양 정도의 질량을 갖는 주계열성보다는 훨씬 빠른 시간 안에 최후에 도달하면서 폭발하고 중성자별 등으로 남는다. 가장 무거운 별들은 블랙홀을 형성하며 생을 마감한다. 별은 어떻게 에너지를 방출할까? 과거에 사람들은 태양이 말 그대로 ‘불타고’ 있다고 생각했으며, 19세기에는 태양이 거대한 석탄 덩어리일 것이라고 여겼다. 그러나 태양이 석탄이라면 우주에는 많은 양의 산소가 있어야 하고, 그마저도 3,600년 정도면 전부 타서 재가 되어버릴 것이다. 20세기 초에는 태양이 수축하면서 발생하는 에너지가 태양의 에너지원이라는 주장도 있었다. 그러나 이 가설에 의하면 태양의 수명이 지구의 나이보다 매우 적다는 것이 알려지면서 설득력을 잃게 되었다. 태양과 같은 별에서 에너지는 어떻게 만들어지는 것일까? 별은 일정한 과정을 거치면서 탄생한다. 별에서 에너지가 생성되는 것을 처음으로 유추할 수 있는 것은 별의 탄생이다. 우주 공간에는 가스와 먼지 티끌이 모여 마치 구름처럼 보이는 성간운이 있다. 이 성간운의 일부가 외부 요인으로 밀도가 높아지면 중력이 다른 지역보다 커져 주변 물질을 끌어 모은다. 물질이 모이면 성간운 중심에는 거대한 가스 구름의 소용돌이가 생기면서 원시별이 탄생한다. 원시별이 탄생한 후 성간운을 이루는 물질은 중력의 영향으로 중심부로 계속 끌려 들어가면서 점점 더 수축한다. 이때 위치 에너지가 운동 에너지로 바뀌면서 발생하는 에너지가 별의 중심부 온도를 높인다. 원시별을 구성하는 물질의 대부분은 수소로 이루어져 있다. 원시별 중심부의 온도가 4백만K에 이르면 별을 구성하고 있던 수소는 핵융합 반응을 일으킨다. 핵융합 반응이란 고온 고밀도 상태인 별의 중심부에서 가벼운 원자핵이 서로 융합하여 보다 무거운 원자핵이 생성되는 것으로, 이 과정에서 막대한 에너지가 방출된다. 별의 내부에서 수소 원자의 핵융합 반응이 일어나면 4개의 수소 원자핵이 융합되어 1개의 헬륨 원자핵이 생성된다. 이때 수소 원자핵 4개의 질량보다 헬륨 원자핵 1개의 질량이 작기 때문에 반응을 거치면서 질량이 감소한다. 이렇게 감소한 질량은 질량-에너지 등가의 원리에 따라 에너지로 전환된다. 이렇게 만들어진 에너지가 별의 외부로 방출되면서 별은 스스로 빛을 낸다. 별은 엄청난 중력 때문에 금방이라도 수축하여 찌그러질것 같지만 실제로는 그렇지 않다. 별의 핵융합 반응에 의해 발생하는 기체압의 차이가 별의 중력과 평형을 이루면서 별은 구의 형태를 유지한다. 이러한 평형 상태를 정역학 평형이라고 한다. 태양과 같은 주계열성은 안정적으로 에너지를 생산하기 때문에 오랜 기간 동안 중력과 균형을 이루면서 그 형태를 유지할 수 있다. 태양과 같은 주계열성의 내부는 수소로 가득 차 있지만, 수소 핵융합 반응은 온도가 매우 높은 별의 중심 일부에서만 일어난다. 수소 핵융합 반응이 일어나는 이 영역을 중심핵이라고 한다. 별의 내부는 중심핵처럼 에너지를 생성하는 영역과 생성된 에너지를 표면을 향해 전달하는 부분으로 나눌 수 있다. 별의 중심핵에서 생성된 에너지는 주로 복사와 대류를 통해 별의 바깥으로 전달된다. 주계열성 내부에서 복사를 통해 에너지를 전달하는 영역을 복사층, 대류를 통해 에너지를 전달하는 영역을 대류층이라고 한다. 이렇게 이루어진 별의 내부 구조는 별의 질량에 따라 차이가 있다. 질량이 태양 정도인 별은 중심핵 밖에 복사층이 있고 표면 근처에 대류층이 존재하는 구조로 이루어져 있다. 그러나 태양보다 질량이 3~4배 이상 큰별들은 중심핵 근처에 대류층이 있고 나머지는 복사층이 존재하는 구조로 이루어져 있다. 우리은하 정도의 크기에서는 평균적으로 은하 안에서 초신성 폭발이 1세기에 한두 번 정도 일어난다고 한다. 그러나 1604년에 케플러가 초신성을 관측한 이래로 400 년이 넘는 동안 우리은하에서는 초신성 폭발을 관측한 기록이 없다. 최근에 찬드라 X-선 우주 망원경이 100년 쯤 전에 폭발한 것으로 여겨지는 초신성의 잔해를 관측했다. 이것으로 보아 우리가 관측하지 못한 초신성 폭발 사건이 더 있을지도 모른다. 초신성 폭발은 별이 최후를 맞이하는 가장 격렬한 방법이다. 태양 질량의 8배 이상인 별들은 주계열을 떠난 후 H-R도의 초거성 영역까지 이동한다. 질량에 따라 방법이 다르기는 하지만 이들은 결국 격렬한 폭발을 일으키며 초신성을 만든다. 우리은하에서 다음에 폭발할 가능성이 가장 유력한 별은 어느 것일까? 유력한 후보는 초거성 중 하나일 것이다. 현재 죽음에 가장 임박한 초거성에는 오리온자리의 베텔게우스, 그리고 남반구의 용골자리 에타별이 있다. 만약 이 별들이 폭발한다면 약 1~2주 정도 달보다도 밝게 빛나고, 낮에는 태양이 2개 떠 있는 듯한 모습을 보일 것이라고 과학자들은 예상한다. 만약 초거성이 우리에게서 50광년의 거리 이내에서 폭발한다면, 여기서 방출되는 X-선과 감마선 복사의 위력은 지구 대기의 오존층을 파괴하여 생태계를 변화시킬 수 있다고 한다.