[스크랩] 별의 일생

별의 일생

I 원자 - 또 다른 우주

 

당신은 밤하늘을 본 적이 있는가? 

 

 

쏟아질듯 펼쳐진 별무리가 춤을 추기 시작하면

내게서 살며시 빠져 나온 영혼은

별들이 전해주는 이야기에 흠뻑 취하게 된다.

 

우리는 별에서 태어났다.

아니 우리 인간뿐 아니라

숨 쉬는 그 모든 생명들이 별에서 태어났다.

그리고 우리는 조상 대대로 지구라 불리는 행성을 보금자리 삼아 살아가고 있다.

 

지금 이 순간에도 생명을 잉태시키고

자기들의 이야기를 들어줄 생명을 유지시켜주기 위해

별들은 오늘도 어김없이 떠오르고 내일도 분명히 다시 밤하늘을 밝힐 것이다.

 

별들이 어디에서 왔으며

별들은 어떻게 살아가고 있는지 이제 우리는 그들의 이야기를 들어보기로 하자.

 

137억 년 전 t=0이라고 알려진 순간

짧고 광대한 영광의 순간에

단 한 번의 요동에 의하여 상상을 넘어서는 대폭발이 일어났다.

 

그리고 38만년이 흐른 후에 초고온 상태의 우주가

절대온도 3,000k까지 떨어지고 열에너지가 약해지게 되자,

전자가 전기력에 의해 원자핵의 주변에 구속되기 시작하면서 원자가 만들어지기 시작한다.

 

태초에 우주가 대폭발로 탄생하면서 형성된 원자는 대부분이 수소와 헬륨으로 이루어졌다

-현재도 우주에는 수소가 75%, 헬륨이 25%정도이며 나머지 원자들이 극소량 분포-

 

생명이 주위 환경에서 물질을 섭취하여 에너지로 사용하듯

우리 모두에게 생명을 불어 넣어준 별들도

우주에 널려 있는 수소를 연료로 생명을 유지한다.

그러므로 별의 일생을 이해하기 위해서는 먼저 원자에 대해 이해를 해야 한다.

 

자연에는 수소에서부터 우라늄까지

화학적 성질이 뚜렷하게 다른 92종의 원소가 존재하며

원자핵반응에 의해 만들어지는 인공원소로는 넵투늄에서부터 우닐셉튬까지 15종이 알려져 있다.

 

-불은 화학 원소로 만들어진 것이 아니다.

원자가 고온의 상태에 놓이면 전자를 잃고 전리(電離 electrolytic dissociation)된다.

이렇게 전리된 고온의 플라스마가 내는 전자기 파동이 우리에게 불로 보이는 것이다.

 

원자(原子 atom)라는 용어는 물질의 궁극적 입자라는 뜻으로

화학 원소로서의 특성을 유지하는 가장 작은 단위이다.

우리 몸을 구성하는 원자들의 총수는 대략 1028개이며,

관측 가능한 우주에 들어있는 양성자, 중성자, 전자와 같은 소립자들의 총 수는 대략 1080 개가 된다.

 

양성자와 중성자 같은 소립자들을 구성하는

더 근본적인 알갱이를 쿼크(quark)라고 부른다.

쿼크야말로 궁극의 기본입자인지, 아니면 쿼크도 더 근본적인 입자들로 구성돼 있는지는 아직 모른다.

 

궁극의 입자를 찾기 위해

우리는 언제까지 물질의 내부를 더 깊이 들여다봐야 하는 것인지도,

기본 입자를 찾는 행진이 끝도 없이 영원히 계속되는 것인지도 아직 모른다.

이것이야말로 현대 과학이 풀어야 할 가장 근본이 되는 문제 중 하나일 것이다.

 

 

 

원자핵 모형도

 

원자는 하나의 원자핵과

그 핵을 둘러싼 하나 또는 두 개 이상의 전자로 이루어진다.

 

원자핵은 다시

양(陽)의 전하(電荷)를 가진 양성자(陽性子 proton)와

전하를 가지지 않는 중성자(中性子 neutron)로 되어있으며,

이 둘은 질량이 대략 같으며 핵자(核子)라 총칭된다

 

전자(電子 electron)는

음(陰)의 전하(電荷)를 가지고 있으며 원자핵 바깥에 퍼져 있다.

원자에 들어 있는 전자의 수는 언제나 양성자의 수와 같다.

 

원자의 화학적 정체는 양성자의 수에 의해서 결정되며

따라서 양성자의 수가 늘어날 때마다 새로운 원소가 만들어진다.

하나의 양성자로 된 원자가 수소이고, 두 개의 양성자로 된 원자는 헬륨이며, 세 개로 된 원자는 리튬이다.

 

중성자는 원자의 정체에 영향을 주지는 않지만, 질량에는 영향을 미친다.

일반적으로 중성자의 수는 양성자의 수와 대략 같지만, 조금씩 다를 수도 있다 (동위원소)

 

원자의 핵은 매우 작다.

원자핵은 전체 원자 부피의 1조분의 1밖에 되지 않지만

그 속에는 원자 질량의 99.9%를 차지하는 무거운 소립자인 양성자와 중성자가 들어 있다.

핵 바깥은 텅 비어 있으며 핵과 아주 멀리 떨어진 외곽에 전자가 퍼져 있다.

어떻게 보면 전자는 텅 빈 공간에서 떠돌아다니는 솜털이라고 할 수도 있다.

 

이와 같이 원자들이 핵을 제외한 대부분이 텅 비어있다면

우리가 경험하는 단단함이라는 것도 결국 환상에 불과하게 된다.

 

-만약 우리가 주먹으로 벽을 친다고 하면

주먹과 벽이 서로 충돌하는 것이 아니라 두 물체 사이에 전자들이 서로 반발하기 때문이다.

만약 원자들이 전하를 가지고 있지 않다면

주먹은 은하들처럼 아무런 방해를 받지 않고 벽을 뚫고 지나갈 수 있을 것이다.

 

19세기 말에 톰슨이 전자를 발견하면서부터

원자가 다른 입자들로 구성되어 있다는 주장이 설득력을 얻게 되었지만

원자가 과연 어떤 입자들로 구성되어 있고, 그 입자들이 어떻게 모여 있으며,

그 모양이 어떤가에 대한 정보는 밝혀져 있지 않았다.

 

20세기에 들어서면서

닐스 보어가 원자의 현대적인 모형을 제안한다.

그는 플랑크와 아인슈타인이 발전시키고 있던 양자화 가설을 원자 모형에 도입하기로 했다.

-이러한 생각은 고전물리학으로는 설명할 수 없는,

그 당시에는 수용하기 힘든 매우 대담하고 획기적인 발상이었다.

 

원자핵 주위를 돌고 있는 전자는 모든 에너지를 가질 수 있는 것이 아니라

띄엄띄엄한 값을 가지는 안정한 상태에만 존재할 수 있다고 보어는 가정했다.

전자가 이렇게 안정한 상태에서 원자핵을 돌고 있다면

전자기파를 방출하지 않게 되고 따라서 에너지가 줄어들지도 않는다.

 

예를 들어 전자는 10이나 20이라는 에너지는 가질 수 있지만

그 사이의 다른 에너지인 11이나 12와 같은 연속적인 에너지는 가질 수 없다고 가정하자.

 

원자 주위를 돌고 있는 전자가

이처럼 띄엄띄엄한 불연속적인 에너지만을 가진다고 하면

전자는 에너지를 잃거나 얻기가 힘들 것이다.

에너지를 잃거나 얻기 위해서는 한 에너지에서 다른 에너지로 건너뛰어야 하기 때문이다.

 

일정한 에너지를 가지는 이러한 안정된 상태를 에너지 준위라고 한다.

전자가 에너지를 얻거나 잃기 위해서는 한 에너지 준위에서 다른 에너지 준위로 건너뛰어야 한다.

즉 에너지를 조금씩 얻거나 잃는 것이 아니라

두 에너지 준위의 차이에 해당하는 에너지를 한꺼번에 얻거나 잃어야 한다는 것이다.

 

-계단과 경사로를 생각해보면 무슨 의미인지 쉽게 이해할 수 있다.

비스듬한 경사로를 올라갈 때는

아주 조금만 에너지를 얻어도 그 에너지에 해당하는 만큼 경사로를 올라갈 수 있다.

그러나 계단을 올라갈 때는 계단을 올라가기에 충분한 에너지가 없다면 조금도 올라갈 수 없다.

 

원자 속에 있는 전자가

경사로를 올라가는 것처럼 조금씩 에너지가 필요한 것이 아니라

계단을 올라갈 때처럼 한꺼번에 많은 에너지가 필요하다고 가정하면

전자가 원자핵 주위를 계속 돌고 있는 것을 설명할 수 있다.

 

전자가 에너지를 얻을 때와 마찬가지로 잃을 때도 조금씩 잃을 수는 없다.

다음 계단으로 내려갈 정도로 많은 에너지를 한꺼번에 잃어야 한다.

 

그런데 그런 일은 늘 일어나는 것이 아니라

어떤 조건이 만족될 때만 일어나는 일이라고 가정하면

전자는 에너지를 잃지 않고 계속해서 원자핵 주위를 도는 것을 설명할 수 있다.

 

이것이 양자도약(quantum jump)으로

두 궤도사이를 움직이는 전자는

한 궤도에서 사라지는 바로 그 순간에 다른 궤도에서 나타나게 되지만,

그 사이의 공간은 절대로 지나갈 수가 없다.

전자는 특별한 궤도에서만 존재할 수 있기 때문에 그런 궤도에서 나타날 수 있을 뿐이다.

 

보어의 원자모형에 의하면

원자핵 주위를 돌고 있는 전자 궤도는 원자핵에서 먼 궤도일수록 큰 에너지를 갖는다.

따라서 전자가 아래 궤도에서 위 궤도로 가려면 에너지를 흡수해야 하고

위 궤도에서 아래 궤도로 떨어질 때는 빛의 형태로 에너지를 방출해야 한다.

전자는 빛을 방출하거나 흡수하여 에너지를 잃거나 얻는다.

 

보어는 자신의 원자모형을 이용해

수소 원자가 내는 스펙트럼의 진동수를 설명해 내는데 성공했다.

 

이후 원자의 현대적인 모형은

닐스 보어와 슈뢰딩거 같은 학자들이 양자 역학을 토대로 하여 제시하였다.

 

원자 내에서 특정 전자의 위치와 운동을 정확하게 기술하는 것은 불가능하며

어느 공간에서 전자가 발견될 확률을 알 수 있을 뿐이라고 이야기한다.

그래서 이러한 확률을 계산하여 원자 내에서의 확률 분포를 구름처럼 나타내었고, 이를 '전자 구름 모형'이라 한다.

 

이로써 전자들이 확실하게 정의된 궤도만을 차지할 수 있기 때문에

음전하를 가진 전자들이 양전하를 가진 원자핵으로 끌려들어가지 않는다는 것도 밝혀졌다.

 

한편, 원자핵에 전하를 띤 입자라고는 양성자뿐인데,

원자핵이 와해되지 않는 까닭은 무엇일까?

그것은 핵에는 또 다른 종류의 힘, 즉 핵력이 작용하기 때문이다.

 

자연계에 존재하는 기본적인 힘은 중력, 전자기력, 강력, 약력이 있다.

이들은 '초힘 super force' 이라는 하나의 힘 속에 통합되어 있다가

대폭발 후 처음 중력이 분리되고 나서 나머지 힘들도 차례대로 분리되었다.

 

현대적인 이론에서는 이 네 가지 힘에는

각각의 힘을 매개하는 입자가 있다고 이해하고 있다.

중력자(중력), 광자(전자기력), W 및 Z-보존(약력), 글루온(강력)이 그들이다.

 

중력과 전자기력은 친숙한 힘이지만

강력과 약력은 원자핵 내부와 같이 극히 작은 세계 안에서만 미치는 힘으로 우리에게 낯설다.

 

중력(gravitational force)은

질량이 있는 두 물체 사이에 인력(引力)으로 작용하는 힘으로 4가지 힘 중 가장 약한 힘이다.

 

전자기력(electromagnetic force)은

전하를 갖고 있는 물체 사이에서 작용하는 힘으로 두 번째로 강한 힘이다.

전자석처럼 전기로 자기력을 만들 수 있고, 반대로 발전기처럼 자기력으로 전기를 만들 수도 있다.

전자기력은 원자핵과 전자를 결합시켜 원자를 만들거나 원자와 원자를 결합시켜 분자나 결정을 이루게 하기도 한다.

 

약한 상호작용(弱力 weak force)은

우라늄이나 라듐 같은 원소들이 자발적으로 방사능 붕괴를 일으키는 것과 같이

원자핵의 붕괴에서 나타나는 짧은 거리에서 작용하는 힘으로 세 번째로 강한 힘이다.

 

강한 상호작용(强力 strong force)은

양성자와 중성자 내부에 있는 쿼크들을 결속 시키는 동시에

양성자와 중성자를 원자핵 속에서 강하게 결합시켜 주는 힘이다.

핵과 같이 좁은 영역에 중성자가 양성자와 함께 들어 있으므로,

핵에서는 강력이 발동하여 양성자들 사이의 척력을 무기력하게 만드는 것이다.

이 힘도 핵의 크기 정도의 매우 짧은 거리에서만 작용하며 4가지 힘 중에서 가장 강한 힘이다.

 

이중에서 가장 약한 힘은 중력이고, 가장 강한 힘은 강력이다.

원자 크기에서 보면 전자기력은 중력보다 무려 1036배나 강하다.

공중에 매달린 자석에 쇠구슬이 땅으로 떨어지지 않고 붙는 것은

전자기력이 중력보다 훨씬 강한 힘이라는 것을 보여준다.

 

강력은 이런 전자기력의 100배, 약력의 1013배에 이른다.

 

비록 중력이 미약한 힘이기는 하지만 거시적인 세계에서는 중력이 지배하게 된다.

그 이유는 강력과 약력은 원자핵 정도의 미시세계에서 작용하는 힘이고,

전자기력은 전하의 부호에 따라 인력과 척력이 동시에 작용하기 때문이다.

 

다행히 우리는 전자들의 척력 덕분에

일상생활을 무리 없이 꾸려 갈 수 있다.

우리의 일상이 원자의 미시적 구조에 의존하는 것이다.

 

전자기력이 작용하지 않는다면

우주의 그 어떤 구조물도 그대로 남아 있을 수가 없으며

그야말로 모든 것이 눈에 보이지도 않을 먼지 부스러기로 될 것이다.

 

자연에 있는 원소들은 어디에서 왔을까?

우주 어디를 보든 존재하는 물질의 99%가 수소와 헬륨이다.

즉 양성자 하나나 둘을 가진 가장 간단한 원소가 우주에 가장 흔하다는 말이다.

 

-지구는 예외다.

지구의 자체 중력만으로는 가장 가벼운 수소나 헬륨 원자를 오랫동안 붙잡아 둘 수 없었기 때문에

태양계가 생성되던 당시 지구에 있었던 수소와 헬륨 원자는 거의 모두 우주 공간으로 날아가 버렸다.

 

그렇다면 다른 원소들은 혹시 수소와 헬륨에서 만들어진 것은 아닐까?

간단한 핵에서 복잡한 핵을 만들려면 양성자와 중성자를 첨가하면 된다.

이 경우에 양성자 사이의 전기적 척력(斥力)을

어떻게 적절히 상쇄시킬 수 있느냐가 문제의 핵심이다.

 

 

지구에서 가장 가까운 별[사진제공 미 항공 우주국]

태양의 격동하는 모습이 한 장의 사진에 그대로 잡혀 있다.

왼쪽 윗부분에서 홍염이 장엄하게 솟아오르는 모습을 STEREO위성이 촬영.

홍염은 태양 외부로 30만km나 뻗어있지만, 머지않아 태양 광구로 곤두박질할 것이다.

사진에 보이는 가장 작은 부분이라도 그 크기가 우리 지구에 맘먹는다.  

 

역시 그 임무는 핵력의 몫이다.

핵력의 발동은 핵자들이 매우 가까이 접근해야 가능한데,

극도로 고온인 상황에서는 핵자들의 근거리 접근을 기대할 수 있다.

 

온도가 대략 1000만도 이상의 상황에서는

핵자들이 전기적 척력이 위력을 발휘할 수 없을 정도로 매우 빠르게 충돌하기 때문이다.

이 고온의 조건은 별의 중심부에서 쉽게 만들어진다.

 

 

별의 일생 II - 탄생의 순간

 

 

생명의 달콤한 입맞춤[사진제공 NASA/CXC]

창조의 기둥으로 불리는 이 유명한 사진은

독수리 성운 안에 새로 태어난 별에서 나온 강렬한 빛이

먼지와 기체를 증발시키면서 별을 품은 알

Eggs (evaporating gaseous globules)들이 기둥 끝에서 하나하나 자신을 드러내고 있다.

 

엄청난 양의 에너지와 물질을

폭발적으로 뿜어냈던 태초의 우주는

영겁의 세월이 흐르는 동안 그 어떤 구조물도 없이 정적만이 감돌았다.

 

은하도, 행성도, 생명도 찾아볼 수 없었다.

빛으로 뚫고 들어갈 수 없는 칠흑의 심연만이 그 당시의 우주를 지배했다.

간혹 수소 원자들만 이 차가운 텅 빈 공간에서 주인 행세를 하면서 떠돌아다녔다.

 

그렇게 끝없는 시간이 흐르자

조금씩 주위보다 밀도가 약간 높은 지역들이

눈에 띄지 않게 느린 속도로 천천히 자라나기 시작한다.

 

이슬이 맺히듯

최종 질량이 태양보다 큰 기체 덩어리들이 방울방울 모이기 시작한 것이다.

이렇게 커진 기체 덩어리들이 뭉쳐지기 시작하자

밀도가 높아진 분자운(分子雲)은 여러 덩어리로 분열되고 각 덩어리는 별도로 수축이 진행된다.

 

수축이 진행될수록

성운(星雲)의 중심온도는 더욱 올라가고

각 덩어리는 더 작은 덩어리로 분열을 계속한다.

 

분열된 덩어리들이

제각각 수축을 계속하고

마침내 중심온도가 400만도를 넘어서게 되자,

드디어 그 덩어리들 안에서

물질 자체에 숨어 있던 에너지에 빛을 발하는 핵융합 반응이 시작되었다!

 

수소를 이용하여

자신의 생명을 잉태하였으며

그렇게 태어난 생명체가

우리가 알고 있는 모든 것들,

생명뿐 아니라 우주에 있는 그 모든 것들을 만들기 시작한 것이다!

 

 

별들의 요람[사진제공 NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI / AURA)]

소마젤란은하 안의 NGC 602 성운이다.

500만년 전에 태어난 젊은 별들이 자신들의 요람인 성운을 아름답게 비추고 있다.

 

 

소용돌이치는 별들의 풍경[사진제공 NASA/JPL-Caltech]

스피처 적외선망원경으로 본 북아메리카성운이다.

가시광선으로 보면 북미 지역과 유사하지만,

적외선은 눈에 보이지 않으므로 파장대에 따라 다른 색상으로 나타나면서 대륙이 사라졌다.

 

 

오리온성운[사진제공 NASA/Jes?s Vargas (Astrogades) & Maritxu Poyal (Maritxu)]

M42으로 알려진 오리온성운은 육안으로도 볼 수 있을 정도로 밝게 빛난다.

오리온성운의 바로 뒤에는 밀도가 높은

수소가 분자상태로 존재하는 분자운(分子雲)이 있고,

100개에 가까운 고온의 조기성(早期星)을 포함하고 있다.

이들은 성운가스에서 발생한 것으로 현재도 별이 탄생하고 있음이 관측된다.

오리온 성운은 약 1만년 밖에 안된 매우 젊은 천체로, 거리는 약1,500광년 떨어져 있다.

 

 

가오리 혹은 몬스터? [사진제공 NASA/Geert Barentsen & Jorick Vink]

발광성운으로 둘러싸여 있는 산개성단 open cluster IC 1396의 형상.

우측 옆구리에 뱀 형상의 노란 불빛이 코끼리코성운으로,

최근에 100개가 넘는 젊은 별들이 이 성운에서 자라고 있는 것이 발견되었다.

이 성운에는 밀도가 매우 높은 먼지와 가스로 뭉쳐있는

혜성형 구상체 cometary globule가 있다.

 

 

북아메리카성운과 펠리칸성운[사진제공 NASA/Martin Pugh]

왼쪽이 NGC 7000인 북미성운이며, 오른쪽이 IC 5070인 펠리칸성운이다

두 성운을 구별해주는 주변에 검게 보이는 것이

암흑성운으로 어두운 먼지로 이뤄진 분자운이다.  

 

별 에너지의 근원은 수소의 핵융합 반응이다.

수소의 원자핵은 어떻게 헬륨의 원자핵으로 융합되는가?

수소 핵융합과정 중에 하나는

양성자 - 양성자 연쇄 반응이다.

이 반응은 중심온도가 1000만 ~ 1500만K 범위에 있는 태양과 같이

가벼운 별에서 주로 일어나는데 3가지 과정을 거쳐 헬륨의 원자핵이 만들어진다.

 

수소에 있는 각기 다른 두 개의 양성자가

가까이 접근하면 전기적 반발력으로 서로를 밀어내지만

전자기력을 넘어설 정도로 압력과 온도가 충분히 높아지면

양성자들이 강한 핵력이 작용할 정도로 원자핵의 크기까지 접근할 수 있어 양성자를 결합시킨다.

강력(强力)은 전자기력에 비해 약 100배나 강한 힘이다.

 

전기적 반발력을 극복하는 또 다른 방법은

두 양성자 중 하나가 전하를 잃고 중성자가 되는 것이다.

중성자와 양성자 사이에는 전기적 반발력이 작용하지 않는다.

양성자는 자발적으로 중성자로 변환되지 않지만

-중성자는 양성자 보다 질량이 더 크다-

에너지가 더해지면 가능해진다.

하지만 이 과정은 약력(弱力)에 의존하므로 매우 느리게 일어난다.

 

양성자가 중성자로 전환될 때 양전자(e+,positron)와 중성미자(νe)가 방출된다.

-양전자는 전하의 부호만 반대인 반입자이고,

중성미자는 전하가 없고 질량이 거의 0인 입자이다.

여기서 생긴 중성미자(νe)는 태양을 빠져나가고,

양전자는 전자와 쌍소멸하면서 감마선(γ) 형태로 빛을 방출한다.

 

이렇게 결합된 중수소핵(2H)은

다른 수소의 원자핵과 융합하여

헬륨의 가벼운 동위원소인 헬륨-3(3He)을 형성하고

감마선 광자(γ)의 형태로 에너지를 방출한다.

여기서 생긴 헬륨-3(3He)로부터 헬륨-4(4He)가 만들어진다.

 

 

SOHO 위성이 촬영한 우리의 별[사진제공 NASA]

 

태양 질량의 2배 이상,

중심온도가 2000만K 이상인 별에서는 CNO 순환반응이 일어난다.

이 과정은 탄소(C), 질소(N), 산소(O) 핵이 반응을 매개하는 촉매작용을 한다.

이 정도의 고온에서는 C, N, O와 같이 무거운 핵들도

서로 반응할 수 있을 만큼 충분히 빠르게 움직이기 때문이다.

 

결국 별은 질량이 클수록 밝지만 수명은 짧아진다.

예를 들어 별의 질량이 2배로 커지면

밝기는 거의 10배 가까이 밝아지지만 수명은 1/10 수준으로 줄어든다.

 

핵융합반응의 결과로 생성된 원자핵 질량의 합은

충돌하기 전의 2개의 원자핵 질량의 합에 비하여 근소하게 적어져 있다.

양성자 - 양성자 연쇄반응의 결과로 생성된 헬륨-4 원자핵과

반응에 사용된 수소 양성자 4개의 질량을 비교해보면

수소 네 개의 질량이 헬륨 하나의 질량보다 약간 크다.

 

수소 네 개가 모여서 헬륨 한 개가 만들어질 때 0.7% 정도의 질량이 사라지는데,

이 결손 질량은 아인슈타인의 등가 원리에 따라서 에너지로 변환된다.

즉 이 질량결손 Δm에 상당하는 에너지가 빛과 열로 방출되는 것이다.

 

여기서 잠시 위대한 천재의 모습을 보기로 하자.

아인슈타인의 유명한 공식 E=mc2는

질량 - 에너지 동등성(mass-energy equivalence)으로

모든 질량은 그에 상당하는 에너지를 가지고 그 역 또한 성립한다는 개념이다.

여기서 E는 에너지를 나타내고 m은 질량 그리고 c2은 빛의 속도를 제곱한 양이다.

 

E와 m은 존재의 두 가지 형식으로,

에너지는 물질을 해방시켜주고

물질은 준비된 상태로 기다리는 에너지라는 뜻이다.

 

빛의 속도를 제곱한 c2은 엄청나게 크기 때문에

이 식에 따르면 물질에 갇혀 있는 에너지의 양은 그야말로 엄청나다.

 

-평균체격을 가진 성인이 몸속에 대형 수소폭탄 30개 정도가 터질 때의 에너지를 보유하고 있다.

 

이로써 우리는 우라늄 덩어리가 엄청난 에너지를 일정한 속도로 방출할 수 있는지도,

그리고 별들이 수십억년 동안 불타면서도 연료가 바닥나지 않는 이유도 알게 되었다.

 

방출되는 에너지는 얼마나 될까?

수소 1kg이 헬륨으로 전환되면 6x1014J의 에너지가 나온다.

우리의 태양은 매초 3.9×1026J에 해당하는 에너지를 우주공간으로 방출한다.

이는 1메가톤급 핵폭탄 약 천억 개의 폭발력에 해당하는 엄청난 에너지로

이 에너지는 매초 6억 톤의 수소를 헬륨으로 전환하면 얻어진다.

 

그러면 태양은 얼마나 오래 탈 수 있을까?

만약 태양의 질량 2×1030kg 이

모두 헬륨으로 전환된다고 하면 약 1000억년이 걸린다.

그러나 태양의 온도는 바깥층으로 갈수록 떨어지므로

태양이 가지고 있는 모든 수소를 핵융합의 연료로 사용할 수가 없다.

 

태양이 핵융합으로 태울 수 있는 부분은

중심 주위, 태양질량의 1/10정도 되는 양이다.

따라서 태양의 수명은 약 100억년이 된다.

 

 

별들의 요람 Rho Ophiuchi[사진제공 NASA/JPL-Caltech, WISE Team]

광역 적외선탐사망원경으로 촬영.

성운들이 지구에서 가장 가까운 별들의 요람 Rho Ophiuchi를 아름답게 채색하고 있다.

중앙에 밝은 흰색이 발광 성운이며

오른쪽 아래의 별 Sigma Scorpii를 감싸고 있는 붉은 빛을 내는 반사성운과

곳곳에 어두운 부분이 암흑성운으로 배후의 별빛이나 발광가스를 흡수하여 검게 보인다.

감마선에서 전파에 이르기까지 모든 파장의 빛을 방출하기 때문에

사람이 볼 수 있는 색채보다 훨씬 더 다채롭다.

 

 

보석보다 더 눈부신 팩맨성운

[사진제공 NASA/CXC/CfA/S.Wolk;IR:NASA/JPL/CfA/S.Wolk]

NGC 281은 활발한 별 탄생 지역이다.

중앙에 가장 밝은 별에서 나온 빛이 성운의 기체들이

쉽게 이온화될 수 있도록 도와주기 때문에, 전체적으로 붉은 빛을 띤다.

지구에서 9,200광년 떨어져있다.

팩맨 캐릭터의 "입"은 별들의 고향으로 먼지와 가스로 어둡게 보이지만

스피처 적외선망원경으로 촬영하여 밝게 반짝 거린다.

 

 

라군성운 M8[사진제공 NASA]

새로 태어난 별들이 밝게 빛나고 있고

아직 알에서 깨어나지 않은 미래의 별들이 자신을 드러낼 때를 기다리고 있다.

가스와 성간 먼지들로 인해 성운이 마치 물결치는 호수를 연상시킨다.

호수의 폭은 거의 3광년에 걸쳐서 펼쳐져 있다.

 

 

행운을 불러오는 성운[사진제공 NASA/CXC/Penn State/L. Townsley]

7,500광년 거리에 있는 은하수 은하의 팔에 위치한 별의 보금자리이다.

용골자리성운 Carina Nebula은 발광성운으로

맨눈으로 볼 수 있을 정도로 무척 밝은 성운이다.

우리 은하에서 가장 큰 성운이며 이 별을 보고 있으면 행운이 온다고 한다.

찬드라의 X-레이 위성이 촬영

 

 

아름답게 채색된 천체[사진제공 Neil Fleming]

태어난 지 얼마 안 된 젊은 별들과 먼지와 가스기둥이 NGC7822에 밀집되어 있다.

화려한 천체의 성운 안에서 밝은 지역과 어두운 암흑운이 명멸한다.

핵융합의 불이 붙어 스스로 빛나는 별이 된다.

하나의 거대 분자운에서 수많은 별이 한꺼번에 태어나는 것이다.

사진은 산소의 푸른색, 수소의 초록색, 그리고 유황의 붉은색을

광대역과 협대역 필터를 사용하여 촬영

 

 

동굴 속 샛별들[사진제공 NASA/JPL-Caltech, ori Allen, Xavier Koenig]

빨간 석류처럼 보이는 동굴 속 깊은 곳에서 별들이 태어나고 있다.

스피처 적외선 우주망원경 촬영.

동굴 가운데 보이는 파랗게 보이는 큰 별들은 먼저 태어난 별이고,

동굴 벽을 따라 석순처럼 뻗은 기둥 끝에 보이는

분홍색 별들은 적외선으로만 보이는 아직 어린별이다.

밝고 흰 부분과 녹색으로 보이는 구름은

고밀도의 가스와 먼지들이 모여 별 생성이 한창인 곳이다.

 

 

우주의 어둠을 밝히는 가장 큰 별[사진제공 NASA, ESA, and J. Ma?z Apell?niz]

중앙에서 가장 밝게 빛나는 별이 Pismis 24-1

태양 200-300개가 모인 정도의 질량을 갖고 있을 정도로

지금까지 발견된 별들 중에서도 가장 질량이 큰 별에 속한다.

작은 산개성단 Pismis 24은 지구에서 약8,000광년 거리의

전갈자리에 있는 NGC6357성운의 중심에 자리 잡고 있다.

 

 

별은 어디에서 태어날까?[사진제공 NASA, ESA, A. Nota (ESA/STScI) et al.]

가운데에 고밀도의 먼지와 가스로 뭉친 탯줄이 별과 연결되어 있다.

이 가스성운은 별들의 자궁이랄 수 있는 성간운에 있던 기체 찌꺼기로서

어머니 성간운과 신생아별이 아직도 중력의 끈으로 묶여 있음을 보여 준다.

소마젤란성운의 중심부에 위치한 NGC346성단을

허블우주망원경이 별의 탄생순간을 촬영.

 

별들은 성간운(星間雲)에서

수십-수백 개씩 무리를 이뤄 태어난다.

성간은 밀도가 희박하여 가스와 먼지들이 자체 중력으로 뭉치기 시작하려면

태양 질량의 수백 - 수천 배가 필요하다.

 

엄청난 양의 가스와 먼지가 수축하면서

군데군데 부분적으로 밀도가 아주 높아진 부분이 생기게 되고

시간이 흘러 생명이 탄생할 때가 되면

많은 별이 동시다발적으로 태어나게 된다.

이곳이 별들의 요람이며 그들의 고향이다.

 

이렇게 제1세대의 별들이 태어나자

우주는 비로소 온통 빛으로 넘쳐나게 됐다.

 

 

별의 일생 III - 젊은 별무리

 

 

Pulpit 바위와 별무리[사진제공 Alex Cherney (Terrastro)]

호주 빅토리아 주 Pulpit 바위 위 수많은 별들과 은하수.

오른쪽 바위 위에 은하수 이웃인 소마젤란운(雲)이 보인다.

 

해안에서 부서지는 물결의 출렁임.

커다란 바위 덩어리들이 서로 부딪쳐 깨지고

그 조각들이 다시 파도에 휩쓸려 고운 모래가 되기까지

얼마나 긴 시간이 흘러야 했을까?

 

기후 변화에 따른 풍화 작용도

바위를 부숴 모래로 만드는 데 작용 했겠지만,

세월이라는 영속성이 없었다면 해변의 모래밭은 탄생하지 않았을 것이다.

그래서 바닷가 모래밭은 우리에게 시간의 흐름을 실감케 해 주면서

세상이 우리보다 훨씬 더 오래됐음도 가르쳐 준다.

 

하늘에 별들은 얼마나 많을까?

한 곳에 서서 맨눈으로 볼 수 있는 별은 2,000개 정도이며

우리가 지구에서 눈으로 볼 수 있는 별은 기껏해야 6,000개 정도에 불과하다.

 

해변에서 모래를 한 줌 움켜쥐면

그 속에서 약 1만 개의 모래알들을 헤아릴 수 있다.

맨눈으로 볼 수 있는 별들의 개수보다

더 많은 수의 알갱이들이 내 손에 들어 있는 셈이다.

맑은 날 밤하늘에서 눈에 보이는 별들은

실재하는 별의 극히 일부에 지나지 않는다.

가장 가까운 것들 중에서도 극히 일부에 불과하다.

그렇지만 우주에는 별들이 셀 수 없을 정도로 많고 또 많다.

지구상의 해변이란 해변 모두에 펼쳐있는 모래알 수보다

우주에 있는 별들이 훨씬 더 많다.

 

 

누에고치성운 Cocoon Nebula과 수많은 별무리[사진제공 Tony Hallas]

이온화된 수소가스가 내뿜는 붉은 발광성운과 주변의 파란 반사성운,

그리고 암흑성운이 어우러져 보석처럼 빛난다.

 

태양이 핵융합으로 방출하는 에너지는

감마선 혹은 중성미자의 형태로 나온다.

태양 중심에서 핵융합으로 만들어진 빛이

태양표면까지 전달되는 과정은 매우 느리게 진행된다.

 

태양 내부는 수소가스가 전리(電離)되어있는 고밀도의 플라즈마 상태이다.

여기서 생성된 빛은 불과 1cm 정도 진행하고 나면

수소핵과 충돌하여 흡수되었다가 다시 방출되면서 방향이 바뀐다.

이런 과정은 빛이 태양을 빠져나올 때까지 끝없이 되풀이 된다.

 

흡수가 일어날 때마다 자신의 에너지를 조금씩 잃게 되고,

높은 에너지의 감마선빛(광자)는 점점 낮은 에너지의 광자로 바뀌어

드디어 우리 눈으로 볼 수 있는 가시광선과 적외선, 자외선으로 바뀌어 방출된다.

 

끝없는 장애물을 극복하고

반경이 70만 km인 태양을 빠져나오는데

짧게는 수천 년, 길게는 1000만년이 걸릴 것으로 예측된다.

이 과정에서 잃어버린 에너지는

태양을 가열시켜 주면서 핵융합을 통해 태양이 붕괴하지 않도록 지켜주는 역할을 한다.

 

빛(광자)의 힘든 여정은 우리에게는 무척 다행한 일이다.

태양 중심에서 만들어진 빛은 감마선 형태의

고에너지 복사선으로 생명체에게는 치명적이기 때문이다.

 

하지만 빛과 함께 생성된 중성미자는

불과 2~3초 만에 태양을 빠져나온다.

중성미자는 다른 입자들과 거의 반응하지 않기 때문이다.

 

핵융합 반응에서 최초로 태어난 광자가

가시광선의 광자로 바뀌면서 표면을 빠져 나오기 시작하면

우리는 비로소 새로 탄생한 별을 보게 된다.

 

 

격동하는 태양의 생생한 모습[사진제공 SST, Royal Swedish Academy of Sciences]

아래 태양흑점의 세부적인 모습과

상단의 옥수수 낟알 같은 수많은 끓는 과립(顆粒)을 보여주는

이 놀라운 사진은 라 팔마의 카나리 섬에서

스웨덴 태양망원경을 사용하여 2002년 촬영하였다.

흑점이 몰려 있는 지역은 자기장이 강하고, 온도가 주위보다 낮다.

태양의 중심부는 약 1600만도의 초고온,

30억 기압의 초고압 플라즈마 상태로 되어 있다.

 

이렇게 태어난 원시성(原始星)이

핵융합으로 생성된 에너지와

태양 표면에서 빛에 의한 에너지 방출이 균형을 이루면

중력수축은 멈추게 되고 드디어

주계열성(主系列星, main sequence star)의 단계에 접어든다.

 

주계열성(난쟁이별 또는 왜성矮星 dwarf star)은

크기와 질량이 중간 정도인 대부분의 별의 일생에서

가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계로,

별은 중심부에 있는 수소를 모두 태울 때까지

자신의 생애 대부분을 주계열성으로 보낸다.

 

 

부드러운 이미지로 변신한 우리 별

[사진제공 Alan Friedman (Averted Imagination)]

 

별은 자동온도조절 기능을 갖고 있다.

따라서 핵융합이 폭발적으로 늘어나서

별이 한꺼번에 타버리는 일은 일어나지 않는다.

 

별은 과열되면 팽창하게 된다.

별의 팽창은 중심부에서 에너지가 밖으로 빠져나가게 되고

그 결과 중심부의 압력이 떨어지게 되면서 다시 별은 수축하게 된다.

 

반대로 핵융합이 수그러들어 방출하는 열이 줄어들면

생성되는 열이 중력보다 약해지면서 별은 수축하게 된다.

별이 수축하면 중심온도가 다시 올라가 핵융합을 촉진시켜 더 많은 열을 방출한다.

방출된 열은 별을 다시 팽창시켜 원래의 평형을 회복하게 한다.

결국 별 속에서 일어나는 핵융합반응이

과열과 냉각을 막는 일종의 온도조절 기능을 하고 있다.

 

별이 주계열상태로 존재할 수 있는 최대 질량은 태양의 약 120~200배 정도이다.

이보다 큰 질량이 뭉칠 경우

그 천체는 안정된 상태로 에너지를 빠르게 생산할 수 없게 되며,

여분의 질량은 천체가 안정된 질량 한계점에 이를 때까지

맥동 과정을 통해 내쳐지게 된다.

반대로, 핵융합 반응을 일으킬 수 있는

최소한의 질량은 태양의 8퍼센트 수준이다.

 

주계열성은 질량이 클수록 중심밀도는 낮지만

반경도 크고 광도도 커서 밝으며, 표면온도와 중심온도도 높다.

 

 

태양의 이웃 알파와 베타 센타우루스[사진제공 Babak Tafreshi (TWAN)]

4.3광년 떨어진 우리에게 가장 가까운 별

알파와 베타 센타우루스가 우리 은하 왼쪽에 자리를 잡고 있다.

 

 

시그너스X 의 피가 끓는 듯한 젊은 별무리[사진제공 NASA/IPAC/MSX]

 

 

별들의 보석상자 NGC3603[사진제공 NASA, ESA, and the Hubble Heritage]

거대성운 NGC3603에서 수천 개의 반짝이는 젊은 별들이

새롭게 둥지를 틀고 있다.

NGC3603은 우리 은하의 용골자리에 있는

잘 알려진 별들의 요람으로 약 2만광년 거리에 있다.

 

별들의 요람 성운(星雲 Nebula)은

먼지, 수소가스, 헬륨가스 그리고 플라즈마로 이루어진 별구름이다.

성운의 대부분은 구름과 같이 경계선이 모호하다.

성운들은 별구름 안에 있는 먼지 때문에

자외선 파장의 방출에 밝은 광원으로 보인다.

 

막 태어난 젊고 뜨거운 별들은

막대한 양의 자외선을 내뿜어 우리에게 성운의 존재를 알려준다.

성운은 자신을 드러내는 방법이나 특성에 따라 여러 종류가 있다.

 

반사성운은 스스로 빛을 내지 않는 대신에

근처 별들로부터 받은 빛을 반사하여 스스로 빛을 내는 것처럼 보인다.

 

발광성운은 근처에 있는 별에서 나온 고에너지 광자 때문에

수소 가스가 전리(電離)되어 스스로 방출 스펙트럼을 만들어 낸다.

 

암흑성운은 성운 자체의 방출 또는 반사 빛이 보이지 않고

배후에 있는 별빛이나 발광가스를 흡수하므로, 검은 덩어리나 구름으로 보인다.

물질의 밀도가 매우 높아서 별의 생성에 중요한 역할을 한다.

이외에도 행성상 성운과 초신성 잔해도 성운에 포함한다.

 

 

삼렬(三裂)성운 The Trifid Nebula[사진제공 Robert Gendler]

M20으로도 불리는 봉숭아 꽃잎 모양의 이 성운은 궁수자리에 위치해 있다.

붉은색을 내는 영역이 발광성운이며

그 안에 암흑성운이 있어 꽃잎모양을 선명하게 해준다.

발광성운 주위에 푸른 영역이 반사성운이며,

새로운 별들이 무리를 지어 태어나고 있다.

 

 

또 하나의 우주를 품은 방울성운[사진제공 Larry Van Vleet]

방울성운 The Bubble Nebula NGC7635이

가운데 큰 별 BD+602522에서 나오는 태양풍과

방울성운의 우측에 있는 고밀도의 분자운(分子雲)에 막혀

신비로운 형태를 만들고 있다.

큰 별에서 나오는 복사로 방울성운이 빛난다.

카시오페아Cassiopeia 자리에 있으며 방울지름은 대략 10광년크기.

 

 

불길한 예감?[사진제공 NASA, ESA, et al., & Hubble Heritage Team]

카리나성운 Carina Nebula의 크기는 300광년 이상 펼쳐져 있으며

가장 에너지가 넘치는 별인 Eta Carinae를 포함하여

젊고 큰 별들의 고향이기도 하다.

어두운 부분이 암흑성운으로 분자운과 먼지가 두텁게 결합,

빛을 투과하지 않아서 어둡게 보인다.

 

 

화려한 크리스마스트리 별무리와 S Mon[사진제공 Dieter Willasch (Astro-Cabinet)]

사진 왼쪽 삼각형을 닮은 것이 원뿔성운이다.

소용돌이치는 가스 구름들이 붉게 나타나는 것은

어리고 뜨거운 별에서 방출되는 자외선빛 때문이다.

중앙 오른쪽에 있는 가장 밝은 별이 S Mon으로

태양보다 8,500배나 밝다고 한다.

S Mon을 감싸고 있는 푸른색의 빛은 주변에 먼지가 밝은 별에서

나오는 빛을 반사하면서 생긴 반사성운이다.

 

 

불타오르는 젊은 별무리 NGC7822[사진제공 Manuel Fern?ndez Suarez]

화려한 천체의 성운에서 젊은 별들의 빛과 암흑성운이 대비되면서

아름답게 천체를 채색하고 있다.

수많은 별들의 요람, 검은 먼지기둥은 언젠가는 연료가 고갈되어

더 이상 알을 품지 못하고 사라질 것이다.

 

 

장엄한 말머리성운[사진제공 Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona]

오히려 용의 형상인 말머리성운 Horsehead nebula은

오리온자리 아래에 있는 가장 널리 알려진 암흑성운으로

뒤 쪽의 붉은 발광성운에서 나오는 빛이 차갑고 밀도가 높은 암흑성운 때문에

빛을 투과하지 못하고 말머리형상을 하고 있다.

 

 

거성의 웅장한 성채[사진제공 NASA, ESA and J. M. Apell?niz (IAA, Spain)]

NGC6357 안에서 태어난 큰 별이 자신이 태어난 성채를 밝게 비추고 있다.

수소 가스와 먼지 덩어리들이 태양풍과 복사,

그리고 자기장과 중력 사이의 복잡한 상호작용으로 별로 환생한다.

 

태양 같은 종류의 별들은 무더기로 태어난다.

성간운 내부에서 별이 탄생한다고 하더라도

바깥에서는 그저 어둑어둑하고 괴이한 암흑 성간운으로 보일 뿐이다.

 

이렇게 새로 태어난 별들은

인큐베이터에서 어슬렁어슬렁 걸어 나와

자신들이 일생을 살아갈 자리를 찾아간다.

 

성운에서 수백 개 이상의 별들이

거의 동시에 탄생하여 집단을 이루는 것이 성단 star cluster이다.

성단의 모양이 구형인 것을 구상성단(球狀星團 globular cluster),

모양이 일정치 않은 것을 산개성단(散開星團 open cluster)이라고 한다.

산개성단은 주로 푸른색 별들이 많으며, 비교적 온도가 높은 젊은 별들의 집단이다.

반면에 구상성단은 붉은색 별들이 많고 비교적 온도가 낮으며,

나이도 100억년이상 된 늙은 별들의 집단이다.

 

 

남쪽 하늘의 보석들[사진제공 Dieter Willasch (Astro-Cabinet)]

구상성단 큰부리새자리 47(47 Tucanae)은 남쪽 하늘의 보석이다.

구상성단은 모두 비슷한 구조이며 별이 중심부에 밀집되어 있고

바깥쪽으로 갈수록 급격하게 적어진다.

은하계가 형성되었을 무렵에 이루어졌으며,

오랜 시간 동안에 별의 무질서한 운동이 자리를 잡으면서 구형이 되었다.

 

 

수백만 년 밖에 안 된 아기 별[사진제공 Ken Crawford (Rancho Del Sol Obs.)]

NGC7129 지역에 젊은 태양들이 있다.

젊은 별들이 태어나는 곳은 대부분 산개성단이다.

우리의 태양도 약50억년 전에 비슷한 모습으로 태어났을 것이다.

젊은 별들의 넘쳐나는 에너지를 주위에 있는 먼지가 반사하여

푸르스름한 색깔의 사랑스러운 모습을 하고 있다.

 

지금으로부터 약 50억년 전

짙은 암흑 속에서 태양과 같이 태어난 형제와 자매 별들도

지금은 우리은하의 이 구석 저 구석 흩어져서

자리를 잡고 살아가고 있을 것이다. 

 

 

별의 일생 IV 장엄한 종말 

 

 

별들의 눈에 비친 우리의 삶은?[사진제공 Masahiro Miyasaka]

중앙에 베텔기우스와 그 아래에 오리온의 별들이 보인다.

베텔기우스는 적색초거성으로 언젠가는 폭발하여 초신성이 될 것이다.

그런 날이 온다면 이 별은 대낮에도 환하게 보일 것이며,

밤에는 달보다 더 밝게 빛날 것이다.

왼쪽은 밤하늘에 가장 빛나는 별인 큰개자리 시리우스며,

이 별의 동반성이 고밀도로 이루어진 백색왜성이다.

 

별들의 눈에 비친 우리의 삶은 어떻게 보일까?

별들의 일생에 비하면

지구에서 살고 있는 모든 생명체는 하루살이에 불과하다.

인간 수명이 기껏해야 백 년 정도인 데 비하여,

태양의 수명은 인간의 수억 배나 된다.

 

그러나 별들도 언제인가는

우리 인간들처럼 태어나서 성장하고,

결국 죽음이라는 운명을 맞게 될 것이다.

 

별은 생의 대부분을 불꽃같은 삶을 보낸다.

그렇다고 수소 핵융합 반응이 영원히 지속될 수는 없다.

별의 핵융합 반응은 고온 고압의 중심부 일부에서만 일어나는데

핵반응의 연료로 사용할 수 있는 수소가

그 지역에 한없이 많은 것은 아니기 때문이다.

 

그러므로 별의 마지막 모습은

그 별이 얼마나 큰 질량을 갖고 태어났느냐에 따라 결정된다.

태양 질량의 0.08배 보다 작게 태어난 미숙아 별들은

별 내부에서 수소 핵융합 반응이 일어나기에

충분할 정도의 중력에너지를 모을 수가 없어

약간의 열과 빛을 내면서 급속히 냉각하는데

이것이 갈색왜성 (褐色矮星 brown dwarf)이다.

 

 

차가운 갈색왜성[사진제공 NASA, JPL-Caltech, WISE]

WISE 1828+2650이 태양에서 40광년 떨어진 거문고자리 방향에 자리를 잡고 있다.

많은 갈색왜성들이 섭씨1400도정도의 표면온도를 갖는데 비해서

이 왜성은 대략 실내 온도 정도로

현재까지 알려진 별들 중에서 가장 차가운 갈색왜성이다.

 

보통의 별들은 태양 같은 종말을 맞는다.

태양의 마지막은 그 자체만으로도 충분히 극적이다.

앞으로 50억 또는 60억년이 더 지나면

태양의 중심에 있던 수소가 모두 헬륨으로 변하게 되므로

중심핵 부분에서는 수소의 고갈로 핵융합 반응을 더 이상 기대할 수 없다.

 

이때부터 태양은 장엄한 종말을 맞을 준비를 하게 된다.

태양의 중심핵에서는

핵융합 반응으로 헬륨으로 가득 차 있는데

중심핵 바로 바깥에는 수소가 그대로 남아 있다.

 

따라서 수소 핵융합 반응이 일어나는 지역이

중심핵 경계 지대에서부터 온도가 1000만도가 되는 층까지 확장된다.

그러나 온도가 1000만도가 안 되는 층과 표면 사이에서는

핵융합이 일어나지는 않는다.

 

한편 헬륨으로 구성된 중심핵은

헬륨 핵융합 반응을 일으키기에는 충분한 조건을 갖추지 못해서

태양 중력을 견디지 못하고 다시 수축하게 된다.

수축이 진행될수록 중심핵의 온도와 밀도가 지속적으로 상승한다.

 

온도와 밀도가 상승하면서

헬륨 원자들 사이의 간격이 좁아지고

핵력이 작용할 정도로 밀착하게 되면 드디어 헬륨의 핵융합 반응이 시작된다.

 

수소를 태우고 남은

폐기물에 불과했던 헬륨에 다시 불이 붙는 것이다.

이렇게 해서 핵융합 반응의 잔치가 태양의 중심핵 부분에서 또 한 차례 벌어진다.

 

이제는 모든 것이 끝나버린 것 같은

꺼져가는 용광로에 새로 뜨거운 불길이 타오르기 시작한다.

 

태양은 새 연료인 헬륨을 태워서

추가로 에너지를 얻는 동시에 탄소와 산소를 헬륨에서 합성해 낸다.

이 상황에 이른 태양은 핵반응로의 불을 두 군데에 지펴 놓은 형국이다.

 

중앙에서 멀리 떨어져

상대적으로 저온 상태에 있는

바깥의 얇은 껍질에서는 수소가 타고

고온 상태에 있는 한복판에서는 헬륨이 연소 중이니,

태양은 이 단계에서 그 내부 구조에 큰 변혁을 겪지 않을 수 없을 것이다.

 

별의 외피가 크게 가열하게 되면 팽창하게 된다.

별의 팽창은 표면온도를 떨어뜨려 별은 붉은색을 띠게 된다.

태양은 이제 적색거성 (赤色巨星 red giant star)이 된다.

-태양이 적색거성이 되면

수성과 금성을 집어삼키고 결국에는 지구까지 불덩이에 빠져 들어갈 것이다.

그전에 우리 후손들은 새로운 보금자리를 찾아 정착할 준비를 하여야 한다.

물론 50억년이나 60억년 후의 이야기다.

 

 

적색 거성 Betelgeuse[사진제공 Rogelio Bernal Andreo]

중앙에 오리온대성운 Great Orion Nebula,

왼쪽 아래에 말머리성운과 적색초거성 베텔기우스가 보인다.

 

 

적색거성 잔해[사진제공 NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)]

IC418은 약 2000광년 거리에 있으며 크기는 0.3광년이다.

수천 년 전에 적색거성이 폭발 후 자신의 일부였던

외각에서 흩어져 나온 기체들을 전리시켜 밝게 비추고 있다.

지금은 중앙에 흰 이미지의 백색왜성으로 남아있지만,

몇 백만 년 전만 해도 태양과 같은 친숙한  별이었을 것이다.

 

태양이라고 자신이 만든 재를 영원히 재활용할 수는 없다.

언젠가 태양 중심핵이 완전히 탄소와 산소로 채워지는 때가 온다.

이 시기가 되면 핵융합 반응이 더 이상 진행되지 않는다.

태양 내부의 온도와 압력이 탄소나 산소를 가지고

다음 단계의 핵반응을 유발시킬 수준에 이를 수 없기 때문이다.

 

중앙 핵반응로의 헬륨연료가 거의 소진될 즈음

태양 중심부는 그동안 미뤄 오던 중력 수축을 재개하게 된다.

 

수축은 온도의 상승을 불러와서

마지막 단계의 핵융합 반응을 한 차례 더 일으키고 대기층은 약간 팽창한다.

 

가시광선으로 드러나는 태양 표면이

중심으로부터 아주 멀리 떨어져 있기 때문에

외각부(外殼部)에서 느끼는 중력은 미약하기 이를 데 없다.

 

대략 1000년을 주기로 팽창과 수축을 느리게 반복하다가

자신의 대기층을 몇 개의 구각(球殼)으로 나누어 우주공간으로 내뱉어 버린다.

 

외각층을 잃고 뜨거운 내부가 노출된 태양은

한때 자신의 피부였으나 지금은 벗겨져 멀리 떨어져 나간 수소기체에

강력한 자외선을 퍼부어 거기에서 밝은 형광선이 방출되도록 유도한다.

태양이 가졌던 초기 질량의 거의 반이 이런 식으로 성간 공간에 흩어진다.

 

그리고 태양계의 외곽 지역에는

태양에서 떨어져 나간 태양의 허물이 떠다니고 있을 것이다.

우리는 이들을 행성상성운(行星狀星雲, planetary nebula)이라고 부른다.

 

 

고리성운 Shapley1[사진제공 ESO]

핵 연료를 모두 소진한 별은 중심이 응축되어

백색왜성이 되고 외피를 우주로 날려 보낸다.

이렇게 날아간 기체와 먼지 등이

한 몸이었던 별을 감싸면서 고리모양을 하고 있다.

 

 

매혹적인 고양이눈 성운[사진제공 NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team]

우주를 응시하는 고양이눈 성운 The Cat's Eye Nebula인 NGC 6543은

전형적인 행성상 성운으로, 영광스런 생의 마지막 모습이

우리에게 신비스럽게 다가온다.

성운의 가운데에 외피를 모두 날려 버리고 백색왜성이 자리 잡고 있다.

그러나 영롱하게 빛나는 모습과는 달리,

내부의 매우 복잡한 구조는 아직 정확히 밝혀지지 않고 있다.

 

 

개미성운 Mz3[사진제공 R. Sahai (JPL) et al., Hubble Heritage Team, ESA, NASA]

이 한 장의 사진은 얼마 전까지 예상했던 별들의

마지막 모습보다 훨씬 더 흥미롭고 복잡하며

충격적인 최후를 맞게 된다는 점을 생생하게 보여주고 있다.

생을 마치면서 쏟아낸 잔해물이 화염에 휩싸여

마치 개미의 몸처럼 보이고 있다.

 

 

우주의 보석 목걸이성운 Necklace Nebula

[사진제공 Romano Corradi (IAC), et al., IPHAS]

이 행성상 성운의 중앙에 있는 별은 공전 주기가

하루가 조금 넘는 쌍성으로 주위에 가스구름이 둘러싸고 있다.

목걸이성운의 반짝이는 고리 길이는 약 1/2 광년.

이 구름은 5000년전 목걸이성운이 만들어지기 전에

분출되어 나왔을 것으로 생각된다.

 

 

북반부와 남반부 올빼미[사진제공 Don Goldman]

지구를 향해 부릅뜨고 있는 올빼미의 두 눈이 재미있게 담겨있다.

왼쪽이 큰곰자리에 위치한 북반구의 올빼미성운 Owl Nebula, M97이고,

오른쪽이 바다뱀자리에 위치한 남반구의 올빼미성운 PLN 283+25.1이다.

두개 성운 모두 원형의 모습을 하고 있으며,

그 크기도 비슷하여 폭이 대략 2광년 정도 펼쳐져 있다.

 

행성상 성운은

생의 마지막 단계에 들어선 별의 모습이다.

은하수 은하의 내부에서 사방을 두리번거려 보면

구각 모양의 발광성운을 동반한 별들을 종종 만나게 된다.

그리고 중심 별 근처에는 진화의 끔찍한 잔해들이 널려 있을 것이다.

지구와 같은 멸망한 행성들의 잔해 말이다.

 

한때는 생명이 충만한 생기발랄했던 세상이

이제는 물도 공기도 다 말라 버린

죽음의 불모지로 변한 채 유령같은 광휘(光輝)속에 깊이 잠겨 있을 것이다.

 

태양의 잔해는 어떤 모습일까?

처음에는 행성상 성운에 깊숙이 싸여 있겠지만,

고온의 알몸이 차가운 우주공간 밖으로 노출된 태양은

서서히 식으면서 수축을 계속한다.

 

차 숟가락 하나분의 질량이 1톤에 이르는 고밀도의 물질로 수축하게 되면서

태양은 행성상 성운 한복판에 자리하는

백색왜성(白色矮星, white dwarf)으로 변신한다.

 

즉, 백색왜성은 태양과 같은 별이 거치는 마지막 단계로,

중심핵의 물질을 다 소모하고 수명을 다할 때

남아있는 별의 뜨거운 핵심부분이 굳어진 것이며, 대부분 탄소로 되어 있다.

 

 

모래시계성운 MyCn18

[사진제공 R. Sahai and J. Trauger (JPL), WFPC2, HST, NASA]

모래시계 모양의 이 행성상 성운의 중심별에게는

시간의 모래가 얼마 남지 않았다.

별의 핵 연료가 소진되면서 별의 중심은 점점 식어가고

수축되면서 백색왜성이 된다.

발광가스(붉은색의 질소, 녹색의 수소, 그리고 파란색의 산소)의 고리가

별의 외피에서 내뿜어진 모래시계성운 Hourglass Nebula의

황홀한 모습을 비춰주고 있다.

이 성운의 분출과정은 행성상 성운의 복잡한 형태와

대칭성에 대한 많은 의문을 해결해 줄 것이다.

 

 

누에고치 성운 NGC 2440

[사진제공 H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA]

행성상 성운 NGC 2440은 백색왜성을 가지고 있다.

백색왜성은 전에 자신이 걸쳤던 고치를 벗어 던지고

나비처럼 새로운 여정을 시작한다.

우리의 태양도 50억년 정도 지나면

한 마리의 백색왜성 나비로 변신하게 될 것이다

 

 

아령성운 M27[사진제공 Bill Snyder (Bill Snyder Photography)]

아령성운Dumbbell Nebula, M27은 밤하늘에서 가장 밝은 성운 중 하나다.

나비모양의 행성상성운 bipolar planetary nebula 중심에서 X-선을 방출하고 있는

뜨거운 백색왜성과, 주변의 붉고 푸른 기체를 우주 공간에 내뿜는 물리적 메카니즘등

별들의 진화과정은 아직도 많은 부분이 신비에 싸여 있다.

 

 

메두사 성운[사진제공 Bob Franke (Focal Pointe Observatory)]

작열하는 가스 필라멘트들이 이 성운의 이름을 암시해 준다.

메두사성운 Medusa Nebula, Abell 21은 늙은 별의 마지막 모습이다.

사진에는 가스에 가려져 있지만 이 성운의 중앙에서

늙은 별이 자외선을 방출하여 초승달을 밝게 비추고 있을 것이다.

 

 

고양이눈 헤일로

[사진제공 R. Corradi (Isaac Newton Group), Nordic Optical Telescope]

북유럽 광학망원경에서 얻은 데이터를 조합한 이 사진에는

성운에서 펴져 나오는 기체가 잘 드러나 있다.

별이 행성상 성운의 모습을 보이는 기간은 대략 1만 년 정도인데,

이 헤일로의 외곽부분을 구성하고 있는 필라멘트들은

약 5만년에서 9만년 정도의 수명을 가진 것으로 보여진다.

따라서 이 헤일로는 별이 행성상성운으로 진화하는

초기단계에서 방출한 물질들에 의해 만들어진 것으로 추측되고 있다.

 

질량이 비슷한 두 별은

같은 진화의 과정을 같은 속도로 밟아 간다.

질량이 큰 별은 작은 별보다 자신의 핵연료를 더 빨리 사용한다.

그렇기 때문에 질량이 다른 두 별이 동시에 태어나

쌍성(雙星 binary star)을 이루고 있다면,

큰 별이 작은 별보다 먼저 적색거성 단계에 들어가고

백색왜성으로의 종말도 먼저 맞게 된다.

 

그런데 별들은 둘씩 짝을 지어 쌍성계를 이루는 경우가 허다하다.

그러므로 하늘에는 적색거성과 백색왜성으로 구성된 쌍성계가 흔하다.

 

 

남반구 고리성운 NGC 3132

[사진제공 NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)]

이 아름다운 비대칭의 행성상 성운을 만든 것은

중앙의 밝은 별이 아니라 근처에 있는 희미한 별이다.

쌍성을 감싸고 있는 이 빛나는 뜨거운 푸른 가스구름은

작은 별의 뜨거운 표피에서 에너지를 공급받고 있다.

 

 

고양이눈 성운

[사진제공 J. P. Harrington (U. Maryland) & K. J. Borkowski (NCSU) HST, NASA]

외피를 모두 날려버린 채 중심에서 밝게 빛나고 있는

고양이 눈은 현재 쌍성으로 알려져 있다.

 

 

유령성운과 쌍성

[사진제공 Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, University of Arizona]

별자리 Cepheus에서 유령성운이 밤하늘을 떠돌고 있다.

유령성운 오른쪽에 암흑성운이 서서히 쌍성을 잉태하고 있고

왼쪽 아래에도 쌍성이 밝게 빛난다. 

 

특히 근접 쌍성계인 경우에는

두 별 사이의 거리가 가까워서 팽창한 적색 거성에서부터

흘러넘친 물질이 백색왜성 표면의 특정지역으로 떨어져 쌓인다.

 

이렇게 자신의 동반성에서부터 공급받은 수소를 가지고

백색왜성은 강력한 중력의 작용으로 고온 고압의 상태를 만들고

결국 핵융합 반응을 다시 일으킨다.

이때 백색왜성은 잠깐 동안 많은 빛을 발하고

원래의 밝기로 돌아가는데 이별이 바로 신성(新星 nova)이다.

 

신성의 출현은 초신성과는 별개의 현상이다.

초신성은 혼자인데 비해서 신성은 반드시 쌍성계에서 볼 수 있고

수소의 핵융합 반응이 신성의 급작스러운 광도 증가의 원천이 된다.

 

 

신성 GK Per, Nova of 1901

[사진제공 Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, University of Arizona]

불꽃성운으로도 알려진 GK Persei는

20세기 초만해도 밤하늘에서 가장 밝은 별들 중 하나였다.

이 별은 전형적인 신성이며,

작은 백색왜성과 팽창한 차가운 거성이

가까운 궤도를 돌고 있는 쌍성계다.

거성에서 백색왜성 표면으로 이동한 물질들은

강착원반을 만들고 궁극적으로 핵융합 폭발을 일으켜

백색왜성은 파괴되지 않고 성간물질을 우주로 내보낸다.

폭발로부터 나온 물질이 지금도 우주로 뻗어나가고 있다. 

 

백색왜성이 된 태양은

수십억 년의 세월이 또 흐르면

그나마 남아 있던 자신의 온기를 복사로 다 잃고

결국 태양은 흑색왜성이 되어 우리의 시야에서 영원히 사라질 것이다.

 

우리의 잣대로 보면 탄생에서 죽음에 이르기까지

무한한 시간동안 영원할 것 같은 별들의 일생도

뜨겁게 타오르던 용광로가 식기 시작하면서

화려한 별의 일생을 마감 한다.

 

 

헬릭스 성운 NGC 7293[사진제공 Ed Henry (Hay Creek Observatory)]

지구에서 700광년 떨어진 물병자리에서 또 하나의 별이 죽음을 맞이하고 있다

 

 

삶과 죽음 NGC 3603

[사진제공 Wolfgang Brandner, Eva K. Grebel, You-Hua Chu, NASA]

이 한 장의 사진이 별들의 일생을 모두 보여주고 있다.

오른쪽 아래 고밀도의 성간운 안에는

알에서 깨어나기를 기다리는 별들 주위로 갓 태어난 신생아 별들이 자라고 있다.

중앙에 젊은 별들이 한데 모여 밝게 빛나고 있는 바로 옆에는

큰 별들이 외피를 부풀리면서 빛나는 가스 고리를 만들고 있다.

종말이 가까운 것이다.