별의 라이프 사이클
이 우주에 영원한 것은 없습니다. 별 자체도 존재하지 않습니다. 밤하늘을 올려다보면 별들은 영원할 것 같습니다. 별은 인간의 시간 척도에 비하면 영원히 존재하는 것처럼 보이지만 우주는 끊임없이 변화하고 있습니다. 수십억 년을 살았다면 새로운 별이 태어나고 다른 별이 죽으면서 밤하늘이 변하는 것을 보았을 것입니다. 별의 탄생과 죽음은 우주 전체에서 일어나는 규칙적인 주기입니다. 한 별의 죽음은 다른 별의 형성으로 이어질 것입니다. 한때 별의 일부였던 재료는 재활용되어 다음 세대의 별과 행성을 형성하는 데 사용됩니다. 별은 어떻게 태어나고 어떻게 죽나요?
별은 성운이라는 수소 가스 구름에서 태어납니다.
별의 삶과 죽음은 질량에 달려 있습니다.
질량이 큰 별은 중성자별과 초신성이 되고, 질량이 작은 별은 백색 왜성과 행성상 성운이 됩니다.
스타 탄생
모든 별의 생명은 성운이라는 항성 부화장에 위치한 거대한 수소 가스 구름에서 시작됩니다. 별을 형성하는 데 필요한 이 모든 수소는 그것을 가열하고 함께 유지하는 외부 과정입니다. 더 많은 물질이 모이면 질량이 증가하고 중력도 증가합니다. 질량이 클수록 중력이 더 커지므로 부착 과정이 기하급수적으로 증가합니다. 충분한 수소가 응축되면 온도와 압력이 임계점에 도달하고 융합 점화 과정이 시작됩니다. 각 별의 중심에서 개별 수소 핵이 함께 융합하여 엄청난 양의 에너지를 방출하는 과정인 헬륨을 형성합니다. 형성되는 별 내에서 핵융합이 계속되면 주계열성이 됩니다. 모든 주계열성은 평형 상태에 있습니다. 별의 거대한 중력이 별을 붙잡고 있는 경향이 있으며, 핵융합에서 나오는 에너지의 외부 흐름은 중력에 대항합니다. 두 개의 상반된 세력이 수많은 세대 동안 지구를 지탱해 왔습니다.
메인 시퀀스
모든 별은 비슷한 방식으로 태어나지만 생성되는 별의 유형은 질량에 따라 다릅니다. 별의 질량은 중력과 광도와 같은 다른 특성도 결정합니다. 주계열성은 천문학자들이 별 유형을 결정하는 방법입니다. 주계열성은 별의 광도와 질량을 추적하는 차트이며 별의 유형은 주계열성이 떨어지는 위치에 따라 결정됩니다. 예를 들어, 질량이 큰 별은 주계열의 맨 위에 있고 질량이 작은 별은 맨 아래에 있습니다. 태양은 질량이 낮거나 중간 정도인 별이므로 주계열의 중간에 있습니다. 별이 진화함에 따라 주계열을 따라 다른 위치로 이동합니다. 결국 모든 별들은 주계열을 완전히 떠나 삶의 마지막 단계에 접어들게 됩니다.
스텔라 데스
별이 어떻게 수명을 다하고 얼마나 오래 존재할지는 주계열에서의 위치에 따라 달라집니다. 거대한 별은 상대적으로 수명이 짧고 결국 초신성이 됩니다. 질량이 작은 별은 적색 거성, 결국 백색 왜성으로 진화하기 전에 수십억 년 동안 빛납니다. 무거운 별이 덜 무거운 별보다 수명이 짧다는 것은 직관에 반하는 것처럼 보일 수 있습니다. 결국, 거대한 별에는 더 많은 연료가 포함되어 있기 때문에 더 오래 지속될 것으로 기대할 수 있습니다. 흥미롭게도, 무거운 별의 더 높은 온도는 그들이 덜 무거운 별보다 훨씬 더 빨리 연료를 연소한다는 것을 의미합니다. 가장 많은 연료를 가지고 있음에도 불구하고 가장 무거운 별은 초신성이 되기 전 수백만 년 동안만 존재합니다. 한편, 알려진 가장 낮은 질량의 별인 적색 왜성은 수천억에서 수조년 동안 삽니다. 사실, 적색 왜성은 너무 오래 살기 때문에 오래된 적색 왜성은 우주에서 관찰된 적이 없습니다.
거대한 별이 중심핵에서 사용 가능한 수소를 모두 사용하기 시작하면 균형이 깨지기 시작합니다. 에너지의 외부 흐름은 더 이상 별의 중력을 상쇄하기에 충분하지 않으며 별은 수축하기 시작합니다. 별이 붕괴함에 따라 핵 내부의 압력이 상승하기 시작합니다. 핵융합 과정은 계속되며 이제야 탄소, 산소, 질소와 같은 더 무거운 원소를 형성할 수 있습니다. 핵융합 과정은 철에 도달할 때까지 주기율표 아래로 계속됩니다. 가장 큰 별 중 일부는 코어에서 철을 융합할 수 있지만 그 과정에서 방출하는 것보다 더 많은 에너지를 소비합니다.
철이 별의 중심부에서 단조되면 마지막 순간에 들어갑니다. 별 전체가 저절로 무너집니다. 핵에서는 압력이 너무 높아져 개별 원자 사이의 거리가 압축됩니다. 양성자와 전자는 함께 융합하여 중성자를 형성하고 결국 원자핵은 거의 전적으로 중성자로 구성됩니다. 핵은 중성자 별이 됩니다. 별의 바깥층은 계속해서 붕괴되고 중성자별에서 분출되어 초신성으로 알려진 대규모 폭발을 일으킵니다. 우주에서 가장 무거운 별은 중성자별이 형성된 후에도 계속해서 붕괴하여 블랙홀을 형성할 것입니다.
질량이 큰 별은 큰 소리로 쾅 소리를 내지만 질량이 작은 별은 더 많은 윙윙거리는 소리를 냅니다. 저-중급 질량의 별은 중성자별과 초신성을 형성할 만큼 충분히 무겁지 않습니다. 대신, 질량이 작은 별이 사용 가능한 수소가 부족하면 팽창하여 적색 거성이 됩니다. 별의 반경은 증가했지만 질량은 변하지 않았습니다. 이 때문에 별의 중력은 별의 바깥층을 지탱할 만큼 충분히 강하지 않습니다. 별의 외층은 서서히 날아가 죽어가는 별 주위에 행성상 성운이라고 하는 항성 물질의 껍질을 형성합니다. 엄청난 압력으로 별의 핵이 무너지지만 중성자별이 되지는 않는다. 대신 질량이 작은 별의 핵은 백색 왜성이 됩니다. 우리 태양의 질량을 감안할 때, 약 50억 년 후에는 이런 식으로 죽어서 행성상 성운과 백색 왜성을 형성할 가능성이 높습니다.
죽음과 부활
스타의 죽음은 이야기의 끝이 아닙니다. 놀랍게도, 핵융합으로 생성된 물질은 언젠가 새로운 세대의 별과 행성을 형성하는 데 사용될 수 있습니다. 사실, 천문학자들은 태양의 화학적 구성에 근거하여 그것이 3세대 별이라고 믿고 있습니다. 이것은 태양과 행성을 구성하는 물질이 한때 우리보다 오래 전에 존재했던 완전히 다른 두 태양계의 일부였다는 것을 의미합니다. 한 별의 죽음은 일반적으로 다른 별의 형성으로 이어지며, 이것이 별이 주기로 정의되는 이유입니다. 그러나 언젠가는 사이클이 끝날 것입니다. 우주에는 많은 양의 수소가 포함되어 있지만 무한한 양은 아닙니다. 결국 별들은 우주에 있는 대부분의 우베일 수소를 더 무거운 원소로 융합시킬 것이고 별 형성 과정은 천천히 끝날 것입니다. 수조 년 후에 별 형성이 완전히 중단됩니다. 수조 년 후에 마지막 별들은 서서히 타버리고 우주는 첫 번째 별이 형성되기 전처럼 어두워질 것입니다.
