일반적으로 '별'이라고 하는 경우, 항성 이외에도 행성이나 소행성이 포함된다. 하지만 여기에서는 특별히 말하지 않는 한, 항성을 가리키는 것으로 이해하도록 한다.
0. 목차
- 항성
- 항성의 일생
- 항성의 탄생
- 항성의 나이
- 항성의 성장
- 별이 늙으면 부풀어서 거성이 된다.
- 행성상 성운
- 백색 왜성
- 초신성 폭발
- 중성자별
- 블랙홀
- 갤러리
1. 항성
1-1. 항성의 HR도
미국의 천문학자 '헨리 러셀(Henry Norris Russell, 1877~1957)'과 덴마크의 천문학자 '에즈나 헤르츠스프룽(Ejnar Hertzsprung, 1873~1967)'은 별의 밝기를 의미하는 '절대 등급'과 온도를 의미하는 '색(Color)'의 관계에 주목했다. 그리고 밝기를 세로축으로, 색을 가로축으로 하여, 거기에 별들을 나열했다. 이 그림을 'HR도' 또는 '헤르츠스프룽·러셀도(Hertzsprung-Russell diagram)'라고 하며, 별의 일생을 추측하는 자료로 이용한다.
'HR도' 안에는 크게 두 그룹이 있다. 하나는 고온이고 밝은 별에서 저온이고 어두운 별까지의 열의 이룬 그룹인 '주계열성(Main Sequence)'이다. 또 하나는 저온이고 밝은 거대한 별의 그룹으로 '적색 거성(red giant star)'이라고 명명되었다. 특히 러셀은 이 2개의 그룹이야말로 별의 일생의 이치라고 보았으며, 별은 적색 거성으로 태어나서 에너지를 방출함으로써 점점 작은 주계열성이 된다고 생각했다. 다만, 이 과정에서 별이 작아지더라도 밝기는 유지된다고 생각하였다. 주계열성이 된 별은 처음에는 고온이다가 마침내 차가워져 빛을 잃어간다는 것이다.
하지만 이러한 생각은 영국의 천체 물리학자인 '아서 에딩턴(Arthur Eddington, 1882~1944)'에 의해 부정되었다. 그는 러셀이 생각하지 못한 질량에 주목하여, '밝은 별일수록 질량이 크다'라는 설을 제창하였다. 그리고 관측을 통해 이 설을 증명하였다. 이에 따라 주계열성은 다른 별이 아니라 질량이 다른 별이라고 생각하게 되었다.
현재 'HR도'는 상대적으로 어린 별 '주계열성'과 나이가 많은 별 '적색 거성(Red Giant Star)'을 나타내는 것이라고 생각된다. 오른쪽 아래 방향으로 내려가는 대각선 위에 나열된 항성을 '주계열성(Main Squence)'들이다. '주계열성'의 항성들은 왼쪽 위 영역의 항성일수록 그 질량이 크고, 오른쪽 아래의 영역일수록 그 질량이 작다. HR도 오른쪾 위의 영역에 있는 항성은 '적색 거성(Supergiants)'이다. 이처럼 우주에는 다양한 연령대의 별이 있는 것으로 생각된다. 따라서 별의 과거와 미래를 예상하는 재료도 밤하늘에 있는 셈이다.
1-2. 태양의 표준 모델
별에 일생이 있다면, 그 수명은 어느 정도일까? 별은 가스 덩어리이며, 빛이 나는 것은 그 가스가 핵융합 반응 불타오르고 있기 때문이다. 별의 수명을 측정하기 위해서는 어떤 가스가 타고 있는지, 그리고 그 가스가 얼마나 있는지, 어느 속도로 가스를 사용하고 있는지 등을 알아야 한다. 어떤 가스가 타고 있는지, 가스가 얼마나 있는지는 별의 내부 구조를 알면 답이 나온다. 태양처럼 가까운 별의 경우, 관측으로 반지름이나 표면 온도, 화학 조성, 질량 등을 측정할 수 있다. 이렇게 구해진 데이터를 바탕으로, 태양에서 열이 어떻게 방출되고 있는지, 태양의 중력이 가스에 어떤 영향을 미치는 지등을 생각하면서 몇 가지 계산을 되풀이하여, 태양의 내부 구조를 나타낸 '태양의 표준 모델(SSM: Standard solar model)'이 만들어졌다.
'태양의 표준 모델(Standard solar model)'에 의하면, 태양 자신의 중력에 의해 중심부터 2500억 기압이라는 초고압이 되어 있을 것으로 생각된다. 이런 초고압 환경에서는 가스의 밀도는 물의 150배, 중심부의 온도는 1500만℃나 되는 초고온으로 계산된다. 너무 고온이기 때문에 수소가 고체나 액체로 존재할 수 없고 플라스마 상태로 존재한다.
1-3. 태양의 에너지원
1930년대까지 태양의 에너지원은 과학계의 커다란 수수께끼였다. 19세기 영국의 물리학자인 '윌리엄 톤슨(William Thomson, 1824~1907)'은 만약 태양이 전부 석탄으로 이루어져 있다면, 그러한 연비로는 2000~6000년밖에 빛나지 못한다고 주장했다. 그래서 중력 에너지나 운동 에너지 등 석탄을 대신하는 여러 가지 에너지원이 제시되었다. 하지만 이 설에서도 태양의 수명은 지질학자들이 생각하던 지구 생명의 진화사인 '몇억 년'보다도 짧았다. 태양 없이는 생명이 존재할 수는 없으므로, 태양의 에너지원은 수수께끼가 되었다.
그러다 1938년에 미국의 물리학자 '한스 알브레히트 베테(Hans Albrecht Bethe, 1906~2005)'가 핵융합을 발견하자, 핵융합 반응이 태양의 에너지원이 아닌가 추측하게 되었다. 태양의 주성분인 수소 원자 4개에서 헬륨 원자가 합성되면, 결과적으로 질량이 0.7% 감소한다는 사실이 밝혀졌다. 그리고 이 0.7%가 현재의 태양이 빛나는 에너지가 된다고 알려졌다. 핵융합 반응은 적은 연료로도 막대한 에너지를 만들 수 있다. 따라서 같은 연료의 양이면 다른 에너지 원들과 비교할 수 없을 정도로 오래 빛날 수 있을 것이다.
태양에서 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응은 1000만℃ 이상이라는 고온이 되어야 비로소 일어난다. 태양에서는 '중심핵'에서만 이 온도를 넘는다. 그리고 그 후의 연구에 의해, 중심핵에 있는 수소가 모두 헬륨으로 바뀌는 데 필요한 시간은 100억 년이라는 사실이 밝혀졌다. 또 1993년에 미국의 '줄리아나 새크먼(Juliana Sackmann)' 박사팀이 한 계산에서는 태양의 주계열성 기간이 109억 년, 적색 거성에서 백색 왜성까지의 기간이 14억 년으로, 전체 수명은 약 123억 년이었다. 연구자에 따라서 이 수치는 다르게 계산되기도 하지만, 태양의 수명은 대략 100억 년 정도라고 말할 수 있다.
1-4. 대질량별의 모델
그러면 태양 이외의 별은 수명이 어느 정도일까? 별의 수명을 측정하려면, 어떤 가스가 타는지, 어느 정도 양의 가스가 있는지, 어느 정도의 속도로 가스를 사용하고 있는지를 알아야 한다. 태양의 경우, 가스의 종류는 '수소'이고, 타는 가스의 양은 태양 질량의 10%인 '중심핵의 질량'만큼이며, 가스가 사용되는 방법은 '핵융합 반응'이었다.
'HR도'는 별의 밝기를 의미하는 '절대 등급'과 온도를 의미하는 '색'의 관계를 나타낸 그림이다. 그리고 영국의 천체 물리학자인 '아서 에딩턴(Arthur Eddington)'에 의해, 밝은 별일수록 질량이 크다는 성질이 밝혀졌다. 그리고 현재는 별의 밝기와 질량 사이에 일정한 관계식이 성립한다는 사실과, 별의 밝기와 핵융합 반응의 속도에도 비례 관계가 있다는 사실이 밝혀져 있다. 핵융합 반응이 심하게 일어나는 별일수록 밝게 빛나기 때문이다. 따라서 별의 밝기를 알면, 별의 질량과 핵융합 속도를 추측할 수 있어서, 별의 수명도 측정할 수 있다.
태양 이외의 별도 빛나는 메커니즘은 태양과 다르지 않지만, 내부 구조는 약간 다르다. 태양의 1.5배 이상인 별은 내부 구조가 중심핵과 복사층으로 이루어져 있다. (태양은 중심핵, 복사층, 대류층으로 이루어져 있음) 태양 질량의 1.5배 이상이 별에서는 중심핵에서 'CNO 사이클(CNO Cycle)'이라고 불리는 핵융합 반응이 이루어진다. 탄소, 질소, 산소가 서로 변환해 4개의 수소 원자핵에서 1개의 헬륨 원자핵이 만들어진다. CNO 사이클은 온도에 민감하게 반응하기 때문에, 고온인 중심핵의 중심부에서 이루어진다.
2. 항성의 일생
질량이 크면 핵융합의 연료인 수소의 양도 그만큼 많기 때문에, 무거운 별일수록 중력에 의해 중심핵이 압축되므로, 고온이 되어 핵융합 반응이 심하게 일어난다. 예컨대, 질량이 태양의 10배인 별은 연료도 태양의 10배이다. 하지만 중심핵의 온도는 2배가 되고, 그에 따라 태양의 4700배나 밝게 빛나게 된다. 하지만 그만큼 연료 소비도 빠르므로, 수명은 태양의 470분의 1배인 약 2000만 년 정도가 된다. 즉, 무거운 별일수록 짧은 일생을 보내게 된다.
별이 죽는 모습도 질량에 의해 좌우된다. 1931년 인도 출신의 천문학자 '수브라마니안 찬드라세카르(Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910~1995)'는 별의 일생의 최후에 반드시 '백색왜성(White Draft)'이 되는 것은 아니라는 설을 발표하였다. 그의 설에 따르면, 백색 왜성이 되었을 때, 질량이 태양의 1.4배 이상이면, 별은 스스로의 중력을 떠받치지 못하고 붕괴된다. 이것은 현재 '블랙홀(Black Hole)'등으로 불리고 있다.
찬드라세카르 이후 현재에 이르기까지 많은 과학자들이 계산을 하였는데, 주계열성 단계에서 태양과 같은 일생을 가는 것은 질량이 태양의 0.08배 이상이고 8배 이하인 별 뿐이라고 한다. 이 질량보다 가벼우면 아예 핵융합 반응이 시작되지 않고, 이 질량보다 무거우면 백색 왜성이 되지 않고 블랙홀 등이 된다고 생각된다. 별의 질량은 암흑 성운 안에 어느 정도의 분자가 모이느냐에 따라 결정된다. 그리고 이것은 암흑 성운 속의 밀도나 가까운 천체의 영향 등 여러 가지 조건에 의해 좌우된다.
- 질량이 태양의 0.08배 이하인 경우(핵융합반응X): 질량이 태양의 0.08배 이하인 경우, 아무리 압축해도 온도가 올라가지 않아 핵융합 반응은 시작되지 않는다. 그래서 다른 경우와 같이 수명을 정의할 수가 없다.
- 질량이 태양의 0.08배~8배인 경우(백색왜성→흑색왜성): 질량이 태양의 0.08배~8배인 경우, 항성은 최후에 '백색왜성(White Draft)'을 거쳐 '흑색왜성(Black Draft)'이 된다.
- 질량이 태양의 8~25배인 경우(중성자별이 됨): 질량이 태양의 8배~25배인 경우, 최후의 모습은 '중성자별(Neutron Star)'이 된다. 핵융합 반응은 '수소에서 헬륨으로', '헬륨에서 산소·탄소로', '산소·탄소에서 네온·마그네슘으로', 나아가 최종적으로는 '철(Fe)'의 중심핵이 생긴다. 이때 무거운 원소일수록 중심에서 만들어진다. 철이 되면 그 이상의 핵융합 반응은 진행되지 않고, 중력에 의해 수축하기 시작한다. 그 후 자기 자신의 중력을 떠받치지 못하게 되어 별 전체가 붕괴해 '초신성 폭발(Supernova Explosion)'을 일으킨다. 그러면 그 중심에 지름은 10~20km 정도지만, 질량은 태양과 같은 초고밀도의 천체 '중성자별'이 남는다. 중성자별은 전체가 중성자로 이루어져 있다고 생각된다. 이것은 각설탕 1개의 부피가 10억 톤의 질량이 됨을 의미한다. 이와 같은 일생의 경우, 수명은 200만 년 정도가 된다.
- 질량이 태양의 25배 이상인 경우(블랙홀이 됨): 질량이 태양의 25배 이상인 경우, 최후의 모습은 '블랙홀(Black Hole)'이 된다. 핵융합 반응은 헬륨으로 끝나지 않고, 산소·탄소·네온·마그네슘으로 계속되어 최종적으로 철이 만들어진다. 철이 되면 그 이상의 핵융합 반응은 일어나지 않고, 중력으로 별이 붕괴해 '초신성 폭발'을 일으킨다. 그 폭발 후에 남은 천체는 1cm3당 200억 톤 이상의 초고밀도가 되어, 자신의 중력을 떠받치지 못하고 끝까지 수축하여 '블랙홀'이 된다. 이와 같은 일생을 지내는 경우, 수명은 500만 년 정도로 태양의 2000분의 1 이하가 된다.
3. 항성의 탄생
3-1. 항성의 탄생 장소
20세기 전반까지는 '주계열성'이나 '적색 거성'등의 별 그룹만 발견되었다. 이들은 모두 이미 '항성'으로서 핵융합 반응에 의해 빛나고 있어서, 별이 어떤 환경에서 탄생했는지 추측하는 재료는 되지 못했다. 그러다가 관측 기술이 발달하면서, 그때까지 발견되지 않았던 별들이 발견되었다. 1960년대 이후, 천체가 내보내는 전파나 적외선을 관측하는 기술이 급속하게 발전하였다. 우주에서는 가스 분자 등에서 전파가 나오고 있는데, 그 전파를 포착하면 가시광선으로는 얻을 수 없는 천체의 온도 등에 관한 정보를 얻을 수 있다.
밤하늘에는 '암흑 성운(dark nebula)'이라고 불리는 성운이 있다. 은하수 등의 별 밀집 지대에서도 어둡게 보이는 부분으로, 가시광선을 관측해도 무엇이 있는지 알 수가 없다. 그런데 그곳을 전파로 관측한 결과, 암흑 성운은 절대 온도 10~30K의 지극히 저온인 가스이며, 그 주성분은 수소로 추측되었다. 별의 주성분인 수소가 대량으로 발견되었기 때문에, 암흑 성운이야말로 별의 탄생 장소라고 추정되었다. 수소를 주성분으로 하는 가스가 특정 장소에 충분히 모여야, '원시별(Protostar)'의 '알'이 생긴다고 생각했기 때문이다.
실제로 미국의 천체 물리학자 '에릭 베클린(Eric E. Becklin, 1940~)'과 '게이 노이게바오우(Gerry Neugebauer, 1932~)' 등은 1965년에 적외선 관측을 통해, 암흑 성운 안에서 온도가 매우 낮은 별을 발견하였다. 수소가 대량으로 있는 곳에서 실제로 별이 관측됨으로써, 이 천체는 별의 일생 가운데 가장 어린 별이라고 생각하게 되었다. 그리고 그 후의 관측에 의해서도, 암흑 성운 속에서 비슷한 별이 많이 발견되었다. 이런 사실로부터, 별이 형성되는 영역에서는 하나의 별이 단독으로 태어나는 것이 아니라, 많은 별이 거의 같은 시기에 태어난다고 생각하게 되었다.
3-2. 원시별의 모습
1960년대부터 컴퓨터를 이용하게 되면서, 미국, 유럽, 일본 등지에서 암흑 성운 안에서 태어난 원시별의 모습을 예상하는 작업이 이루어졌다. 그 결과, 원시별 주위에는 가스 구름이 형성되고, 가스 구름에서 가스가 원시별로 내려 쌓여서 원시별을 계속 성장시킨다는 시나리오가 나오게 되었다. 이 가스 구름에서 가스가 떨어질 때, 마치 목욕탕 물을 빼냈을 때 구멍을 향해 생기는 소용돌이처럼 원반이 만들어진다. 이런 원반은 NASA의 '허블 우주 망원경(Hubble space telescope)' 등에 의해 실제로 관측된다.
1980년대에 들어서자 전파 망원경의 성능이 높아짐으로써, 몇 개의 원시별에서 두 방향으로 뿌어 나오는 가스 '제트(jet)'가 관측되었다. 이 가스는 그때까지의 이론으로는 예상도 하지 못했던 대발견이었다. 그러면 왜 제트를 뿜어내는 것일까? 그 이유에 대해서는 1985년 당시 일본 도쿄대학에 있던 '우치다 유타카' 박사팀이 제창한 설이 유력하다. 이 설에서는 원시별의 원반을 수직으로 꿰뚫는 자기력선에 작용에 의해 제트를 내뿜는다고 생각한다. 원시별 원반이 회전하면 자기력선도 뒤틀리는데, 그 뒤틀림을 타고 가스의 일부가 밖으로 운반된다고 보는 것이다. 이 설은 다양한 시뮬레이션에 의해서도 확인되었으며, 뒷받침하는 관측 데이터도 확보되어 있다.
암흑 성운 안에서 별의 '알'이 만들어진 후에는 알 자신의 회전에 의한 원심력이나 자기장의 힘으로 알의 형태는 계속 편평해진다. 그리고 밀도가 가장 높은 곳을 중심으로 회전하는 가스의 원반이 생긴다. 원시별 주위에 가스 원반이 에워싸고, 그곳에서 가스가 내려 쌓임으로써 원시별이 성장한다. 원반의 중앙 부근에서는 원반과 수직 방향으로 두 줄기의 제트가 10km 속도로 뿜어져 나온다. 이 제트를 '쌍극 분자류'라고도 한다. 쌍극 분자류에는 자기력선이 나선 모양으로 말려 있으리라 생각된다. 또 이 자기력선을 타고 원시별을 만드는 데 필요 없는 물질이 흩날린다고 추정되기도 한다.
4. 항성의 나이
4-1. 태양의 나이
그러면 별의 '수명(Lifespan)'과 마찬가지로, 별의 '나이(Age)'도 알 수 있을까? 안타깝게도 별을 관측하는 것만으로는 별의 나이를 알 수는 없다. 별의 관측으로 알 수 있는 정보는 별의 나이를 추측하는 것이 아니기 때문이다.
다만 태양의 나이는 추측할 수 있다. 태양의 나이는 지구의 나이와 거의 같다고 가정하고 계산된다. 현대 천문학에서는 우주의 가스와 먼지가 모여 태양이 생겼을 때, 거의 같은 시기에 태양계도 생겼다고 보고 있다. 태양이 탄생하고 그로부터 태양계가 생기기까지 걸린 시간은 1000만 년 정도라고 한다. 이것은 '억'의 단위로 생각되는 태양의 일생에서는 오차라고 생각할 수 있는 짧은 시간이다. 지구의 나이는 암석 등에 들어있는 '우라늄(U)'과 '납(Pb)'의 방사성 원소 비율을 조사함으로써 추측된다. 이는 영국의 지질학자 '아서 홈스(Arthur Holmes, 1890~1965)'가 연구한 내용으로, 항상 일정한 비율로 우라늄이 납으로 변한다는 점을 이용한 것이다. 이 연대 측정에 의해 지구의 나이는 약 45.5억 살로 계산되었다. 이 값이 거의 그대로 태양의 나이이다. 즉, 태양은 109억 년이라는 일생 가운데 현재 약 절반의 시간을 보낸 셈이다.
4-2. 성단에 있는 별의 나이
태양 이외의 별이라도, '성단'에 속한 별은 예외적으로 나이를 추측할 수 있다. '성단'은 별이 집합한 천체로, 하나의 성단에서 태어난 별은 모두 같은 시기에 탄생한 것으로 생각된다. 별은 밝고 무거울수록 수명이 짧고, 어둡고 가벼운 별일수록 수명이 길다. 어린 성단에서는 밝은 별과 어두운 별이 모두 보이는 데 비해, 연로한 성단에서는 밝은 별은 이미 수명을 다하고 어두운 별밖에 보이지 않는다. 따라서 성단에 어떤 밝기의 별이 남아있는지를 조사하면, 그 성단의 나이를 알 수 있다. 그 성단의 나이는 그 성단에 속한 별의 나이와 같다. 예컨대 '플레이아데스 성단(Pleiades cluster)'은 밝고 푸르스름한 별을 포함하고 있는 어린 산개 성단인데, 그 나이는 약 5000만 살로 추측된다.
5. 항성의 성장
1940년대에 HR도에서 주계열성이나 적색 거성에 포함되지 않으면서, 태양보다 약간 밝고 온도가 낮은 별들이 계속 발견되었다. 최초에 발견된 별은 '황소자리의 T별'이었어서, 이와 같은 별을 'T타우리형 별(Tauri형 별)'이라고 불렀다. 당시 'T타우리형 별'이 왜 존재하는지가 수수께끼로 떠오르게 되었다. 현재에는 'T타우리형 별'은 핵융합 반응이 시작되지 직전의 별이며, 원시별과 주계열성에 속하는 별을 연결하는 것이라고 알려져 있다. 갓 태어난 T타우리형 별은 핵융합 반응을 하고 있지 않다. (태양도 'T타우리 별' 단계를 지나 핵융합 반응을 개시한 것으로 보인다)
태양 같은 주계열성 별은 자기 자신의 중력으로 별 전체가 수축하려는 힘과, 핵융합 반응으로 별이 부풀려고 하는 힘이 서로 균형을 이룸으로써 크기를 유지하는 것으로 생각된다. 하지만 핵융합 반응이 시작되지 않은 원시별은, 자기 자신의 무게를 떠받칠 수 없어서 스스로의 중력으로 수축한다. 자기 자신의 중력으로 수축하는 원시별은 중심부에서 계속 밀도가 높아져 고온이 된다. 그리고 온도가 1000만℃에 도달하면, 수소의 핵융합 반응이 시작되어 핵융합 반응으로 부풀어 오르려는 힘과, 중력으로 줄어들려고 하는 힘이 균형을 이루게 된다. 이렇게 해서 항성은 주계열성 시대를 맞이하게 된다.
또 질량이 태양의 2~8배인 별에서는 '허빅 Ae/Be형 별'이라는 원시별을 거쳐 핵융합 반응을 개시한다고 생각된다. 한편, 질량이 태양의 8배 이상인 별에서는 핵융합 반응을 개시하기 직전의 별은 관측되지 않는다. 질량이 큰 별일 수록 원시별 탄생에서 핵융합 반응 개시까지의 시간이 짧기 때문인 것으로 추측된다.
6. 별이 늙으면 부풀어서 거성이 된다.
6-1. 질량이 태양의 0.08배~ 8배인 별의 경우
주계열성이 된 별의 중심핵에서는 수소로 헬륨을 만드는 핵융합 반응이 계속된다. 이렇게 수소가 다 타버리면, 중심에서는 헬륨만의 중심핵이 생긴다. 태양의 경우, 태양의 나이가 109억 살일 때 헬륨만의 중심핵이 생긴다고 계산되어 있다. 별의 중심핵이 헬륨으로 가득 차면 핵융합 반응은 일단 정지된다. 그러면 중심핵은 스스로의 중력에 의해 수축하고 열을 내게 된다. 마침내 중심핵 주위가 다시 매우 고온이 되고, 이번에는 중심핵 주위에서 수소가 핵융합 반응을 일으킨다.
별은 주계열성일 때, 중심핵에서 핵융합 반응을 일으킴으로써 생기는 복사압으로 그 크기를 일정하게 유지했다. 그런데 중심핵 주위에서 핵융합 반응이 끝나면, 그때까지의 중심핵과 바깥층의 균형이 무너져버린다. 그 결과, 별의 중심핵이 수축하는 한편, 별의 바깥층은 팽창하기 시작해 '적색 거성(red giant)'이 된다.
6-2. 질량이 태양의 8배 이상인 별의 경우
질량이 8배 이상이 별의 경우, 중심핵의 핵융합 반응은 더 진행된다. 태양에 비해 중심핵의 밀도가 더 높고 더 고온이 되기 때문이다. 헬륨에서 산소와 탄소가 만들어지고 나아가 네온, 마그네슘, 규소, 황, 칼슘이 잇달아 만들어진다. 그리고 마지막으로 철이 만들어지면 중심핵의 핵융합 반응은 거의 멈춘다. 원소는 중심핵에 양파 모양의 층 구조를 만든다고 생각된다.
질량이 태양의 8배 이상인 별은 팽창하여 '적색 초거성(red supergiant)', '청색 거성(blue giant)' 등의 별이 된다. 그중 질량이 태양의 수십 배 이상인 별들은 팽창해서 '볼프 레예별(Wolf-Rayet star)'이라는 '청색 거성'이 되는 경우가 있다. '볼프 레예별'은 스스로의 복사 압력에 의해 바깥쪽의 가스가 벗겨져, 중심핵의 헬륨이나 탄소층이 노출된 별이다. 볼프 레예별 주위에는 별의 바깥층에서 벗겨진 가스가 안개처럼 떠다닐 것이다. 그리고 '볼프 레예별'은 나중에 블랙홀을 만드는 것으로 생각된다.
7. 행성상 성운
'행성상 성운(planetary nebula)'은 프랑스의 천문학자인 '샤를 메시에(Charles Messier, 1730~1817)'가 1764년에 처음으로 관측하였다. '행성상 성운'이라는 이름은 소형 망원경으로 이 천체를 보았을 때, 해왕성이나 명왕성과 마찬가지로 희미하게 초록색으로 보이는 데서 연유해 붙여졌다. 그러나 사실은 행성과는 아무런 관계는 없고, 고리처럼 가스가 펼쳐진 것처럼 보일 뿐이다. 1956년, 러시아의 천문학자인 '이오시프 시클롭스키(Iosif Samuilovich Shklovsky, 1916~1985)'박사는 가스의 중심에 작은 천체가 있는 데 주목해서, 행성상 성운은 '적색 거성'의 바깥층이 벗겨진 모습이라고 주장했다. 소천체는 남은 중심 부분이라는 것이다.
그러면 적색 거성의 가스는 어떻게 벗겨질까? 현재 단계에서는 이 의문에 대한 통일된 견해가 아직 나오지 않았다. 다만 많은 관측에 의하면, 현재의 태양에서 '태양풍(solar wind)'이 뿜어져 나오듯이, 적색 거성이 된 태양에서 '태양풍'이 나오리라고 추측된다. 이 단계에서 태양풍은 1년에 태양 질량의 1000만 분의 1을 밖으로 방출한다는 계산 결과가 있다.
'줄리아나 새크먼(Juliana Sackmann)' 박사 등에 의하면, 행성상 성운으로 가스 구름이 확인되는 기간은 10만 년 정도이며, 길어도 50만 년은 되지 않는다. 하지만 중심의 작은 천체의 질량은 태양 질량의 절반 정도라는 사실이 관측을 통해 밝혀져 있다. 연간 질량의 1000만 분의 1을 방출해도 50만년 동안 방출할 수 있는 것은 20분에 1에 지나지 않는다. 그래서 마지막에 '슈퍼 윈드(Super Wind)'라고 불리는 질량 대방출이 일어나, 현재 태양 질량의 절반 정도가 되리라고 생각된다. 다만, '슈퍼 윈드'는 필요에 의해 이론상으로만 존재할 뿐, 실제로 관측된 것도 아니고, 메커니즘이 밝혀진 것도 아니다.
8. 백색 왜성
8-1. 적색 거성의 수축
바깥층의 가스가 '행성상 성운'으로 벗겨진 후, 그 중심에는 하얗게 빛나는 소천체 하나가 남는다. 이것은 하얗고 작아서 '백색 왜성(white dwarf)'이라고 불린다. 태양도 최후에는 '백색 왜성'이 된다. 현재 백색 왜성으로 알려진 별로는 시리우스의 '동반성(쌍성계를 이루는 별 중 가볍고 어두운 별)'이 있다. 시리우스의 동반성은 19세기에 그 존재가 알려져 있었으며, 1925년에 미국의 천문학자 '월터 시드니 애덤스(Walter Sidney Adams, 1876~1956)'의 관측으로 시리우스의 동반성이 초고밀도라는 사실이 알려졌다. 이 별은 태양과 비슷한 질량을 가지고 있었으면서, 지름은 수천 km 밖에 되지 않았다. 이 정도의 밀도는 설탕 정도의 크기가 1톤에 필적하는 정도이다.
바깥층의 가스가 제거다어 백색 왜성이 된 항성에는 헬륨의 핵반응에 의해 만들어진 산소와 탄소의 핵만 남게 된다. 탄소와 산소의 핵융합 반응에는 약 7억℃라는 높은 온도가 필요하다. 하지만 태양의 질량으로는 아무리 압축되어도 그 온도까지 올라가지 못한다. 그래서 태양은 핵융합을 일으키지 못하고, 'T타우리형 별'일 때처럼 자기 자신의 중력에 의해 계속 수축된다.
8-2. 축퇴압과 중력이 균형을 이룬다.
계속 수축하는 태양의 내부에서는 입자가 점차 작은 공간으로 모여간다. 영국의 이론 물리학자 '랠프 파울러(Ralph Howard Fowler, 1889~1944)'의 설에 의하면, 초고밀도 상태에서는 전자를 채워 넣는 것이 한계에 이르러, 압축에 대해 반발력이 생긴다고 한다. 이 압력을 '축퇴압(축퇴상태의 입자들이 유발하는 압력)'이라고 한다. 그러면 축퇴압과 중력이 균형을 이루어 수축하지도 않고 팽창하지도 않는 정지 상태가 된다. 이것이 '백색 왜성'으로, 태양이 일생의 최후에 맞이하는 모습이다. 태양의 탄생에서 백색 왜성에 이르기까지의 시간은 123억 년으로 계산되어 있다.
8-3. 백색 왜성은 점점 식어 흑색 왜성이 된다.
백색왜성은 적색 거성 말기까지의 핵융합 반응에 의해 1만 ℃를 넘는 온도까지 뜨거워져 있기 때문에 처음에는 하얗게 빛난다. 하지만 더 이상 에너지원이 없으므로, 계속 차가워지고 어두워져 더 이상 빛을 내지 않는 상태로 남겨진 최후의 항성 잔해인 '흑색 왜성(Black Dwarf)'이 된다.
9. 초신성 폭발
질량이 태양 정도인 별은 적색 거성으로 팽창한 후에 행성상 성운이 되고, 최후에 '백색 왜성'이 되어 일생을 마친다. 하지만 질량이 태양의 8배 이상이 별은 팽창한 후에 격렬한 폭발을 일으킨다. 이 폭발은 지구에서 관찰하면 어두운 밤하늘에서 마치 새롭게 밝은 별이 탄생하는 것처럼 보이기 때문에 '초신성 폭발(Supernova Explosion)'이라고 불린다.
질량이 8배 이상인 별은 중심핵의 핵융합 반응으로 철이 만들어지면 핵융합 반응이 거의 종료된다. 철의 원자핵 결합 에너지는 원소 중에서 가장 크므로, 그 이상의 핵융합 반응은 진행되지 않는다. 핵융합 반응을 마친 중심핵은 팽창하려는 힘을 잃고, 중심핵은 스스로의 중력에 의해 수축을 개시해 열을 내게 된다. 마침내 중심핵이 심한 고온이 되면, 중심 부분에 있는 철의 원자핵이 열로 분해되고, 철의 층이 중심을 향해 급격하게 수축된다. '중력 붕괴(gravitational collapse)'라고 불리는 현상이다.
수축한 철은 '전자(electron)'를 포획해 '중성자(neutron)'와 '전자 중성미자(electron neutrino)'라고 불리는 입자로 변하고, 중성자는 중심핵의 중심에 모여 '심(core)'이 된다. 이 중성자의 심을 향해 철이 더욱 수축하면 철이 중성자의 '심(core)'과 충돌하고, 별의 표면을 향해 나아가는 '충격파'가 생긴다. 이 충격파는 철의 층을 통과할 때 일단 약해지지만, 중성자의 심에서 나오는 '중성미자(neutrino)'라고 불리는 입자를 흡수하면 다시 강해져서 별의 표면으로 나아간다고 생각된다. 그리고 이 충격파가 별의 표면에 도달했을 때, 별은 강력한 빛을 내면서 '초신성 폭발'을 일으킨다.
10. 중성자별
질량이 태양의 8배 이상인 별은 팽창한 후 '초신성 폭발'을 일으킨다. 하지만 별의 최후의 모습이 초신성 폭발은 아니다. 질량이 태양의 8~25배인 별은 초신성 폭발 후에 '중성자별(Neutron Star)'이 남고, 태양의 25배 이상인 별은 초신성 폭발 후에 '블랙홀(Black Hole)'이 남는다.
중성자별은 1933년에 스위스의 천문학자 '프리츠 츠비키(Fritz Zwicky, 1898~1974)'에 의해 처음으로 예견되었다. 그러나 당시의 천문학자들은 츠비키의 논리가 지나치게 공상적이라는 이유로 중성자별의 존재를 인정하지 않았다.
10-1. 중성자별은 어떻게 만들어지는가?
'중성자별(Neutron Star)'은 말 그대로 주로 중성자로 이루어져 있는 초고밀도의 별을 말한다. 중성자별은 밀도가 매우 높아, 지름 약 10km의 범위에 태양 정도의 질량의 물질이 집중해 있다. 1cm3당 질량은 수억 톤이나 된다. 이렇게 고밀도의인 별이 더 이상 스스로의 중력으로 수축되지 않는 이유는, 중성자들에 '축퇴압(축퇴상태의 입자들이 유발하는 압력)'과 '핵력(원자핵을 이루는 핵자 사이에 작용하는 힘)'이라고 불리는 반발력이 작용하기 때문이다.
중성자별의 중성자는 초신성 폭발을 일으키기 직전의 별 중심핵에서 철로부터 만들어진 것이라고 생각된다. 중력 붕괴를 일으킨 별의 중심핵에서는 수축한 철이 전자를 포획해 '중성자(Neutron)'와 '전자 중성미자(Electron Neutrino)'로 변한다. 그리고 중성자는 중심핵의 중심에 모여 심이 된다. 중성자별은 이 중심핵에 만들어진 중성자의 '심(core)'이 초신성 폭발 후에 남은 것이다.
10-2. 중성자별 펄서
중성자별 중에는 강한 자기장을 가지고, 자기장 양극에서 강한 전자기파를 내보내는 것이 있다. 전자기파를 내보내는 중성자별이 고속으로 자전하고, 동시에 자전축과 자기장의 극축이 어긋나 있는 경우, 이 중성자별은 지구에서 '맥동성(Pulsar)'로 관측되는 경우가 있다. '맥동성(Pulsar)'이란 일정 주기로 '펄스(puls: 매우 짧은 시간 동안에 큰 진폭을 내는 전압이나 전류 또는 파동)' 형태의 전파를 방사하는 천체이다. 펄서의 중성자별은 전자기파를 내보내는 방향을 자전에 의해 규칙적인 주기로 변화시키며, 지구에서는 전자기파가 정확히 지구 방향을 향했을 때만 관측되기 때문에, 등대의 빛처럼 반짝거리는 것처럼 보인다. 지구에서 보면 마치 맥박 치는 별처럼 보인다고 해서 '맥동성(Pulsar)'이라고 한다.
11. 블랙홀
질량이 태양의 8배 이상인 별은 팽창한 후 '초신성 폭발'을 일으킨다. 하지만 별의 최후의 모습이 초신성 폭발은 아니다. 질량이 태양의 8~25배인 별은 초신성 폭발 후에 '중성자별(Neutron Star)'이 남고, 태양의 25배 이상인 별은 초신성 폭발 후에 '블랙홀(Black Hole)'이 남는다.
11-1. 블랙홀은 어떻게 만들어지는가?
초신성 폭발을 일으키기 직전의 별에서는, 중심핵에서 중성자의 '심(core)'가 만들어진다. 별의 질량이 태양의 8~25배인 별에서는, 이 중성장의 심이 남아 중성자별이 된다. 하지만 질량이 태양의 25배 이상인 별에서는, 중성자의 심의 질량이 너무 커서 형태를 유지하지 못한다. 초신성 폭발을 일으키기 직전의 별 중심에서, 중성자의 심은 스스로의 중력을 떠받치지 못하고 '중력 붕괴(Gravitational Collapse)'하여 '블랙홀(Black Hole)'이 된다.
'중성자의 심'에 질량의 한계가 있다는 사실은 1939년에 미국의 물리학자 '줄리어스 로버트 오펜하이머(Julius Robert Oppenheimer, 1904~1967)'가 이론적으로 밝혀냈다. '중성자의 심'은 중성자끼리 작용하는 '축퇴압(Degenerate Pressure)'과 '핵력(Nuclear Force)'의 반발력에 의해 스스로의 중력을 떠받치고 있다. 그런데 중성자 심의 질량이 태양 질량의 3배를 넘으면 반발력이 중력을 떠받치지 못해 '중력 붕괴'를 일으킨다. 질량이 25배 이상인 별에서는, 중심핵에 만들어지는 중성자 심의 질량이 한계 질량을 넘는 것이다.
11-2. 극초신성 폭발
별의 중심에 만들어진 블랙홀이 고속으로 회전하는 경우, 이 별은 '극초신성 폭발(hypernova explosion)'이라는 대폭발을 일으킨다. 극초신성 폭발은 일반적인 초신성 폭발에 비해 10배나 강하며, 강한 감마선을 내보내기도 한다. 고속으로 회전하는 블랙홀은, 별의 물질이 나선상으로 낙하 별의 물질을 에워싸고 강착 원반을 만들며, 그 원반의 중심에서는 거의 광속인 '제트(jet)'가 단속적으로 격렬하게 뿜어져 나온다. 이 제트가 별의 안쪽에서부터 파괴해 극초신성 폭발을 일으키는 것이다.
단속적으로 나오는 제트 덩어리끼리 충돌하면, 막대한 에너지가 빔 모양의 감마선이 되어 방출된다. 그 후 제트 덩어리는 성간 가스에 심하게 충돌하고, 그때 복사되는 X선이나 가시광선 등의 전자기파가 '감마선 폭발(gamma ray burst)'의 '잔광(외부의 에너지 공급이 중단된 뒤에도 방출되는 빛)'으로 관측된다. '감마선 폭발'이란 질량이 큰 항성이 중성자별이나 블랙홀이 되면서 내뿜는 강한 감마선의 섬광을 말한다. 사실 '감마선 폭발'의 정체는 오랫동안 수수께끼에 싸여 있었다. 하지만 근년에 감마선 폭발의 정체는 '극초신성 폭발'로 추정되고 있다.
12. 갤러리
항성의 일생은 아무리 짧아도 500만 년 이상이고, 1000억 년이 넘는 경우도 있다. 이러한 시간적 규모 때문에 변화를 계속 쫓아가면서 관측할 수는 없는 노릇이다. 그래서 항성의 일생은 여러 연령대의 다양한 항성의 모습을 관측하면서 추측할 수밖에 없다.
12-1. NGC 4214 - 폭발적으로 탄생하는 별들
아래의 사진은 사냥개자리 방향에 있는 NGC4214로, 지구로부터 거리는 약 1300만 광년으로 비교적 가까운 은하이다. NGC 4214에서는 성간 가스나 먼지에서 폭발적으로 별들이 탄생하고 있다. 별은 중력에 의해 가스 등이 모여 수축함으로써 탄생한다. 그리고 갓 탄생한 무거운 별들은 강력한 자외선을 방출한다. 아래 사진의 오른쪽 아래에서 가스가 빛나는 것처럼 보이는 별들은 갓 태어난 어린 별이다. 갓 태어난 어린 별의 표면 온도는 절대온도 1만~5만 K 정도로 매우 높다. 이처럼 뜨거운 별은 그 표면에서 주위 공간으로, 자외선뿐만 아니라 다른 물질이 매초 수천 km나 되는 매우 빠른 속도로 흘러나오고 있다. 이러한 현상을 '성풍 또는 '항성풍'이라고 한다.
12-2. NGC 1512 - 갓 태어난 별들이 만드는 스타버스트
아래의 사진은 허블 우주 망원경이 2017년에 촬영한 막대 나선 은하 NGC 1512이다. NGC 1512 은하는 지구에서 3000만 광년 거리에 있는 은하로, 우리 은하에서 가까운 은하 중 하나이다. 이 은하의 중심부에는 지름 2400광년의 원주 위에 갓 태어난 별의 집단인 '스타버스트 링(starburst ring)'이 있다. 이 링에서는 별이 활발하게 형성되는 동시에, 갓 태어난 별에서 나오는 강력한 복사에 의해 성간 먼지가 날린다는 사실이 밝혀졌다. NGC 1512처럼 가까운 스타버스트가 밝혀지면, 매우 먼 곳에 있는 은하의 어두운 스타버스트도 규명할 수 있을 것으로 기대된다.
12-3. NGC 1999 - 반사 성운
아래의 사진은 오리온자리 방향으로 지구에서 약 1500광년 거리에 있는 '반사 성운' NGC 1999이다. '반사 성운(reflection nebula)'이란 스스로 빛을 내지는 못하지만, 주위의 별에서 나온 빛을 반사해서 빛나는 성운이다. NGC 1999는 중앙 부근에서 빛나는 갓 태어난 별인 '오리온자리 380번 별'에 의해 빛을 내고 있다. 이 별의 표면 온도는 약 1만 k이며, 질량은 태양의 3.5배 정도이다. 이 별의 오른쪽에 보이는 어두운 부분은 '복 글로뷸(Bok globule)'이라 불리는 암흑 성운이다. '복 글루뷸'이라는 이름은 네덜란드의 천문학자 '바르트 J. 복(Bart J. Bok)'의 이름을 딴 것이다. 이 암흑 성분은 가스나 먼지의 밀도가 매우 높아서, 배후에서 오는 빛이 가려져서 어둡게 보인다.
12-4. 허빅 아로 111 - 갓 태어난 별의 제트
아래의 사진은 오리온자리에 있는 오리온 B 분자운의 L1617 암흑운에 있는 '허빅 아로 111(Herbig-Haro 111)'이라는 천체이다. 허비 아로'가 빛나 보이는 이유는 갓 태어난 별이 방출하는 제트가 주위의 물질과 충돌했을 때 생기는 충격파가 빛나 보이기 때문이다. 위쪽 부분은 가시광선을 포착한 것으로, 12광년이나 되는 거대한 제트가 촬영되어 있다. 실제로는 사진 바깥에도 제트가 뻗어 있을 것으로 생각되지만, 앞쪽 물질에 가려서 가시광선으로는 보이지 않는다고 생각된다. 아래쪽 부분은 적외선으로 촬영한 것이다. 제트의 근원을 에워싸듯 어둡게 촬영된 부분이 '원시 행성계 원반'으로 그 일부는 붉게 보인다. 가스나 먼지로 이루어지는 '원시 행성계 원반'은 거대한 도넛 모양이며, 별이나 행성을 만드는 근원이 된다.
'허빅 아로 111'에는 3개의 별이 관여하고 있다. 그 가운데 2개는 쌍을 이루어 서로 주위를 돌고, 또 하나의 별은 그 쌍에서 서서히 멀어진다. 도넛의 중심에서 약간 아래에 있는, 빨갛게 촬영되어 있는 것은 제트의 방출원인 쌍을 이루는 별이다. 이 쌍의 거리는 매우 가까워서 허블 우주 망원경의 분해능으로도 구분할 수가 없어서 마치 하나의 별처럼 보인다. 도넛 위에 밝게 빛나 보이는 것은 3개의 천체로 이루어진 불안정한 시스템에서 흘러나와 멀어지는 또 하나의 별이라고 추측된다.
12-5. NGC 3372(에타 카리나 성운) - 별의 탄생과 죽음
아래의 사진은 '에타 카리나 성운'을 촬영한 48컷을 연결에서 맞춘 것으로, 허블 우주 망원경의 'ACS(탐사용 고성능 카메라)'로 촬영했다. '에타 카리나 성운'은 용골자리 방향으로, 지구에서 약 7500광년 떨어져 있는 성운이다.
사진 안에 보이는 검은 구름은 별의 재료를 포함한 '분자운(Molecular cloud)'이다. '이 구름 안쪽의 튀어나온 부분(화살표 2, 3, 4 부분)'은 갓 태어난 별에서 나오는 자외선과 성풍에 의해 구름이 깎인 흔적이다. 이들 돌기 부분은 깎여서 모양이 날카로워져, 가스가 압출되어 있어서 평탄한 부분에 비해 별이 생기기 쉽다. 카리나 성운에서는 태양의 50~100배 정도 되는 무거운 별이 태어나고 있다.
'화살표 1 부분'을 자세히 보면 아주 밝게 빛나는 별 '에타 카리나(Eata carinae)'를 발견할 수 있다. '에타 카리나'는 지금까지 발견된 천체 가운데 가장 무거운 별 중 하나라고 생각된다. '에타 카리나'는 '변광성(밝기가 변하는 별)'이며, 태양의 약 500만 배 되는 밝기로 빛나는 경우가 있다. 이 별은 현재 별의 생애 가운데 최종 단계에 해당하는 '초신성 폭발'을 기다리는 시기에 와 있다고 추정된다.
12-6. NGC 1748과 DEM22d - 요람을 흔드는 갓 태어난 별들
아래의 사진은 '허블 우주 망원경'이 촬영한, 대마젤란운 안에 있는 성운 'NGC 1748'과 산광 성운 'DEM22d'이다. 왼쪽 부분이 'NGC 1748'이고, 오른쪽 부분이 'DEM22d'이다. NGC 1748과 DEM22d의 겉보기 차이는 각각의 근방에 밝은 항성이 있는지에 달려 있다. 가까운 곳에서 어린 별이 형성되고 있는 NGC 1748에서는 '성풍(항성풍)'이 불어 거칠어져서, 그 복사에 의해 분자운이 에너지가 높은 상태가 되어 '전리(이온화)'함으로써 빛난다. 한편 DEM22d에는 두드러지게 밝은 항성이 없어서 분자운이 어둡다.
분자운에서 갓 태어난 어리고 무거운 별은 강풍을 일으켜서 '별의 요람'이라고도 할 수 있는 가스와 먼지로 된 분자운의 모양을 바꾼다. 대마젤란운 안에 있는 'NGC 1748'은 별이 활발하게 형성되는 영역이다. 성운의 한 가운데 잇는 별은 태양보다 30배 무겁고 거의 20만 배 밝은 별이다. 매우 밝은 이 별의 강한 빛과 강한 성풍이 주위의 가스를 제거해서 커다란 구멍을 만들었다. 이 구멍이 형성된 것은 극히 최근인 약 3만 년 전이라고 추정된다.
NGC 1748 중에서 가장 뜨거운 별은 태양보다 45배 무겁고 성운 중에서 가장 밝은 영역에 있다. 중심보다 위에 위치한 이 밝은 영역의 지름은 약 2광년 정도이다. 밝은 영역이 작으면서도 강한 빛을 방출한다는 것은, 그것이 매우 어리고 무거운 별임을 보여준다. 가장 강한 빛을 내는 별 아래에 희미하게 보이는 밝은 커브 모양의 구조는, 뜨거운 별이 내보내는 강력한 바람에 의해 주변의 가스가 변형된 결과라고 생각된다. NGC 1748 안에 보이는 붉은색 빛은 전리 수소인 'Hα선'을 나타내는 것이고, 초록색 빛은 전리 수소를 나타내는 것이다. 각각의 중심에 있는 별에서 부는 성풍에 의해 주위에 있는 중성 가스가 따뜻해져서 전리해 빛나는 것이다. 수소를 전리하는 것보다 산소를 전리하는 것이 에너지가 더 많이 필요하다. 그래서 초록색을 띤 영역에서는 성풍을 방출하는 별이 더욱 크거나, 별의 수효가 많다고 생각된다.
한편, 산광 성운 'DEM22d'를 기어가는 것처럼 보이는 검은 힘줄은 먼지나 가스에 의한 흡수 때문에 생긴 것이다.
12-7. 삼렬성운 - 30개의 원시별
아래의 사진은 '유럽 남방 천문대(ESO: European Southern Observatory)'에서 가시광선으로 촬영한 '삼렬성운'으로, 궁수자리 방향으로 5400광년 거리에 있는 성운이다. '삼렬성운(Trifid nebula)'에서는 밝은 성운을 분열시키는듯한 검은띠가 보이는데, 이것은 암흑 성운으로, 배경 성운의 빛을 먼지가 가리고 있기 때문에 검게 보인다. 가시광선에서 검게 보이는 부분은, 적외선에서는 그 반대로 밝게 관측되었다. 그 이유는 따뜻해진 암흑 성운 안의 먼지가 빛나고 있기 때문이다. 가시광선에서는 보이지 않고 적외선에서 보이는 점 모양의 빛이 갓 태어난 별이다. 하지만 적외선에서는 먼지의 영향이 적기 때문에, 이 성운 안에 존재하지 않는 배경의 별도 보인다.
'삼렬성운'에서는 별의 알이 30개, 태어난 별이 120개 있다는 사실도 밝혀졌다. 그리고 30개의 별의 알은 성운의 안쪽일수록 무거운 것이 많으며, 바깥쪽일수록 가벼운 별이 많다는 점도 밝혀졌다. 이는 성운의 중심에 무거운 별이 생기기 쉽다는 가능성을 말해 준다.
12-8. R136a1 - 질량의 태양의 265배나 되는 항성
'대마젤란 은하(Large Magellanic Cloud)' 안에 있는 'R136'는 나이가 약 170만 살인 어린 별의 집단으로, 밝은 대질량별이 많이 보인다. 화살표의 끝에 있는 항성 R136a1은 밝기가 태양의 약 1000만 배, 질량이 태양의 265배나 되는 대질량별로, 2010년 7월 30일 발표 당시에, 관측 사상 밝고 질량이 큰 항성으로 기록되었다. 나이가 어릴 때의 R136a1은 질량이 태양의 320배였으리라 생각된다. R136a1은 대질량이므로, 수명이 짧아 이미 일생의 절반을 마친듯 하다. 질량이 태양의 140~300배인 항성은 불안정해서, 최후에 아무것도 남지 않을 것으로 생각된다.
12-9. NGC 1976(오리온성운) - 갈색 왜성이 발견되었다.
아래의 사진은 지구에서 오리온자리 방향으로 1500광년 거리에 있는 '오리온성운(Orion Nebula)'이다. 이 성운은 별이 형성되는 현장으로 매우 유명하다. 2006년에 허블 우주 망원경에 의해 최고감도로 촬영되었다. 사진에는 여러 가지 크기의 별이 약 3000개 이상 촬영되어 있는데, 그중에는 어린 갈색 왜성이나 이중성인 갈색 왜성도 발견되었다. '갈색 왜성(Brown Dwarf)'이란 이른바 항성이 되지 못한 별이다. 이들은 중심부가 핵융합을 일으킬 만큼 뜨거워지지 않아, 밝게 빛날 수 없다. 다만 자신의 수축에 의한 에너지로 약한 빛을 내고 있다. 아래의 사진에서는 하얀색 네모 안에 '갈색 왜성'들이 붉은 점으로 촬영되어 있는 모습을 볼 수 있다.
12-10. 적외선으로 발견한 14개의 '적색 초거성'
아래는 '스피처 우주 망원경(Spitzer Space Telescope)'이 방패자리 방향으로 약 2만 광년 떨어진 곳을 포착한 적외선 영상이다. 영상 가운데에 있는 흰 사각형은 지상의 근적외선 탐사 계획 2MASS로 촬영한 것과 같은 곳이다. 이 사각형 안에는 밝게 빛나는 14개의 '적색 초거성(Red Supergiant)'이 촬영되어 있다. 이들은 처음에 거성 후보로 '2MASS(천구 전체 영역을 적외선으로 조사한 천체 목록)'에서 발견되어, 지상의 관측기 분석을 통해 '적색 초거성'으로 판명되었다. 그 후 스피처의 데이터가 이 사실을 뒷받침했다.
12-11. NGC 7293(나선 성운) - '행성상 성운'과 '백색 왜성'
태양처럼 질량이 비교적 작은 별은 그 일생을 마칠 때 몇 차례의 질량 방출을 되풀이한다. 그리고 방출에 의해 흩날린 먼지와 가스는 중심에 남은 '백색 왜성(White Dwarf)'에 비추어져 희미하게 빛나 보인다. 그런데 옛날의 성능이 낮은 망원경으로는 이 모습이 마치 목성 같은 행성처럼 보였기 때문에, 이런 천체에 '행성상 성운(Planetary Nebula)'이라는 이름이 붙게 되었다.
아래의 사진은 물병자리 방향으로 약 650광년 거리에 떨어져 있는 '나선 성운'이라는 '행성상 성운'이다. 가시광선으로도 비교적 간단하게 관찰할 수 있어서, 천문 애호가에게 인기가 많은 천체이다. '스피처 우주 망원경'이 포착한 이 사진은 마치 거대한 눈처럼 보인다. 주위의 초록색 부분은 비교적 오래전에 방출된 가스이고, 중심 부근의 붉은 부근은 비교적 최근에 방출된 먼지와 가스이다. 붉은 부분 중에서도 특히 중심에 가까운 영역은 백색 왜성을 에워싼 먼지의 원반이라고 생각된다. 이것은 태양계로 말하면, '오르트 구름(Oort Cloud)'이라고 불리는 영역에 해당한다.
12-12. NGC 2392(에스키모 성운) - 링 모양으로 보이는 '행성상 성운'
아래의 사진은 쌍둥이자리 방향에 있는 행성상 성운 'NGC 2392'으로, 2000년 1월 10부터 11일에 걸쳐 촬영된 것이다. 지구로부터 약 5000광년 거리에 있다. NGC 2392는 '에스키모 성운'이라는 별명을 가지고 있는데, 이 이름은 독일 태생의 영국 천문학자 '윌리엄 허셜(William Herschel, 1738~1822)'이 붙인 것이다. 1787년 지상 망원경으로 이 행성상 성운을 발견한 허셜은, 이 성운이 에스키모가 모피파카를 걸치고 있는 모습처럼 보였다고 한다.
허블 우주 망원경은 성운 내부의 밝은 부분에 링이 몇 개 복잡하게 얽혀 있다는 사실을 밝혀냈다. 중심의 별에서 서로 반대 방향으로 방출되는 가스가 거의 지구와 별을 잇는 방향에 대해 마주 보면서 퍼져나가기 때문에 링 모양으로 보인다. 행성상 성운이 여러 가지 모양으로 보이는 원인은 이런 방향에 의한 효과가 크다.
12-13. 개미성운 - 불규칙한 모양의 '행성상 성운'
'개미성운(Mz 3: Menzel 3)'은 불규칙한 모양의 '행성상 성운'으로, 지상 망원경으로 개미처럼 보인다고 해서 '개미성운'이라는 이름이 붙여졌다. 아래의 사진은 '허블 우주 망원경'으로 촬영한 개미 성운의 모습이다. 이 사진에서 분출되는 가스는 무질서한 형태가 아니라 좌우 대칭 형태로 되어 있다. Mz 3d과 매우 비슷한 다른 행성상 성운은 이제까지 허블 우주 망원경으로 관측되지 않았다. 그러면 Mz3는 어떻게 공 모양이 아닌 형태의 것이 될 수 있었을까?
하나의 가능성으로는 별 가까이 있는 '동반성(쌍성계를 이루는 별 중 가볍고 어두운 별)'이 생각된다. 이 동반성에 의한 강한 조석력으로 밖으로 분출하는 가스가 변형되는 것이다. 허블 우주 망원경의 연구를 통해, 이 동반성 궤도의 크기는 거의 태양과 지구 사이의 거리에 해당한다는 사실이 밝혀졌다. 이 거리에서는 동반성이 크게 부푼 주성의 내부에 존재할 가능성이 있다.
또 하나의 가능성으로는, 죽음으로 가는 별의 복잡한 가스 방출 과정이 생각된다. 별의 회전에 의해 별의 강한 자기력선이 포크에 휘감긴 스파게티 같은 복잡한 형태로 변형되어, 별의 가스가 그 자기력선에 감기면서 우주 공간으로 방출된다. 그리고 방출된 가스는 뜨거운 중심별의 자외선이나 충격파의 영향을 받아 꽃이 핀 것 같은 형태가 된다고 생각된다.
12-14. NGC 2736 - 초신성 폭발이 만든 필라멘트
아래의 사진은 허블 우주 망원경이 포착한 초신성의 잔해 'NGC 2736'이다. 돛자리 방향으로 지구에서 약 815광년 거리에 있으며, 아래의 사진은 약 114광년 폭으로 퍼져있는 이 천체의 일부를 촬영한 것이다. 영상의 폭은 4분의 3 광년 정도이다.
초신성 폭발에 의한 충격파가 고밀도의 가스에 부딪쳐 빛나고, 그것이 필라멘트 모양으로 보인다. 초신성 폭발에 의해 생긴 충격파는 아래 사진의 오른쪽에서 왼쪽을 향해 나아가, 거기에 있던 성간 물질을 파괴했다. 그때 성간 물질은 수백만 K까지 가열되었으며, 그 후에 점차 식어 가시광선의 파장으로 보이게 되었다.
아래 사진에서는 가스의 성분과 온도에 따라 다른 색으로 나타나 있다. 성운의 왼쪽에 약간 푸른색이 섞인 빛을 내는 곳은 온도가 아직 꽤 높은 부분이다. '전리(이온화)'된 산소 원자에 의해 푸르스름하게 빛나고 있다. 반면 성운의 오른쪽에 붉은색이 섞인 빛을 내는 곳은, 냉각이 진행되어 온도가 내려가는 부분이다. 이곳은 수소 원자가 많은 영역이다. 이처럼 성운의 색깔에 주목함으로써 충격파가 오른쪽에서 왼쪽으로 나아간다는 사실을 알았다. 붉은 부분은 앞에 충격파가 지나갔기 때문에 이미 식었으며, 푸른 부분은 충격파가 잇달아 지나갔기 때문에 온도가 아직 높은 상태이다.
성운을 만드는 토대가 된 '초신성 폭발'은 돛자리의 중심 부근에서 일어났으리라 생각되며, 그곳에는 '펄서'가 존재하고 있다. '펄서(pulsar)'란 고속으로 회전하면서 펄스(puls: 매우 짧은 시간 동안에 큰 진폭을 내는 전압이나 전류 또는 파동)' 형태의 전파를 방사하는 천체이다. 펄서의 회전이 감속하는 비율을 바탕으로, 초신성 폭발이 일어난 시기는 약 1만 1000년 전으로 추정된다. 그때의 폭발은 금성의 250배로 밝게 빛나 낮에도 확인할 수 있었을 것이다. 이 초신성 폭발이 일어난 직후 충격파는 시속 3520만 km로 퍼져나갔고, 그 속도는 계속 줄어들어 현재는 시속 64만 km 정도가 된 것으로 짐작된다.
12-15. NGC1952(게 성운) - 게성운의 펄서
아래의 사진은 '허블 우주 망원경'이 가시광선으로 포착한 게성운의 가시광선 모습과, '찬드라 X선 천문 위성'이 포착한 게성운의 X선 모습을 합성한 것이다. 가시광선은 붉은색으로 나타나 있고, X선은 푸른색으로 나타나 있다. '게성운'은 태양보다 훨씬 무거운 별이 '초신성 폭발'을 일으켜 죽은 후에 생긴 잔해이다. 초신성 폭발 후 게성운의 중심에는 '펄서(Pulsar)'라고 불리는 천체가 생겼는데, 아래의 사진에서는 중앙에 희게 빛나는 둥근 점이다.
'펄서(Pulsar)'의 정체는 광속으로 회전하는 '중성자별'이라고 생각된다. 질량은 태양 정도이지만 지름은 10km 정도밖에 되지 않는다. 1초 동안 30회라는 짧은 주기로 단속적으로 전파나 가시광선, X선을 방출한다. 펄서의 '극 방향(아래의 사진에서는 오른쪽 위에서 왼쪾 아래 방향)'으로는 고에너지 입자인 '제트(jet)'가 뿜어져 나오고, 적도 방향으로는 원반이 보인다. 원반에서는 펄서에서 나오는 고속의 바람이 주위의 가스를 파괴함으로써 생기는 충격파와, 중성자별이 가진 강력한 자기장이 영향을 끼쳐서 소용돌이나 링 모양의 구조를 만들어낸다. 이런 구조는 안쪽에서 바깥쪽으로 퍼져나간다.
성운의 안쪽에는 가시광선을 나타내는 붉은색에 비해, X선을 나타내는 푸른색이 분포한 것처럼 보인다. 이는 에너지 공급원인 중성자별에 가까운 영역일수록 많은 에너지를 받아들여 고에너지의 X선이 강하게 방출되기 때문이다. 중심에서 멀어질수록 받아들이는 에너지가 적어지므로, 가시광선이 주로 관측된다.
