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항성의 진화
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［그림 8］항성의 진화
별의 진화 경로.
출처 : doopedia.co.kr
오늘날 항성의 형성과 진화에 대한 세부적인 과정은 완전히 밝혀져 있지는 않다. 그러나 초기 성간구름에서 출발하여 고밀도성 또는 블랙홀(black hole)에 이르는 진화 전체에 걸친 대략적 과정은 알려져 있다. 항성은 티끌과 가스 등의 성간구름이 수축하여 형성된다. 1960년대 후기에 R.B.라슨, P.보덴하이머, C.하야시 등은 성간구름이 중력불안정에 기인하여 자유낙하(自由落下)할 경우 중심부는 1000년 이내에 항성의 밀도에 도달하게 됨을 증명하였다.
성간구름이 중력불안정 상태에 도달할 수 있는 임계질량(臨界質量)은 성간구름의 크기 ·온도 ·화학적 조성과 밀도에 의존하기는 하지만 대략 1,000M⊙라 추정된다. 이와 같은 성간구름이 중력붕괴를 해나가면 내부온도의 증가보다 밀도의 증가가 훨씬 크므로 구름 내부의 작은 덩어리들도 중력적으로 불안정하게 된다. 즉, 전체 성간구름은 계속해서 중력수축이 되면서 작은 덩어리들로 분열되고, 이들 역시 수축되어 결국은 항성이 태어난다.
일단 질량이 비교적 크고 밝은 조기형 항성이 생기면 주위에 있는 온도가 낮은 가스들은 복사압에 밀려 수축이 빨라지기 때문에 항성이 더 잘 생성된다. 이와 같은 단계에서는 중력위치에너지의 일부가 운동에너지 또는 열에너지로 바뀌고, 일부는 적외선 형태의 복사에너지로 방출된다. 그러므로 전주계열성(주계열에 도달되기 전의 항성)들은 강한 적외선 방출체여야 하는데, 실제로 많은 적외선원(赤外線源)이 전주계열성으로 확인되었다.
전주계열성의 대표적인 예로는 T Tauri형 항성이 있다. T Tauri형 항성은 성간티끌과 가스 속에 파묻혀 있으며 1μm보다 긴 파장의 적외선영역에서 강한 복사를 내고 또한 그 밝기는 변한다. 이들의 변광 이유는 아직 밝혀져 있지 않은데, 이는 그들이 준정유체역학적(準靜流體力學的) 평형상태에 있기 때문이다.
주계열을 향한 진화가 진행됨에 따라 점차 티끌과 가스가 모두 항성으로 낙하하거나 항성으로부터 밀려감에 따라 적외선복사는 약해져 간다. 전주계열성들의 수축과정은 중심온도가 약 1000만 K가 되어 중심에서 수소원자핵의 융합반응이 일어날 때까지 계속되는데, 이 시간은 수축이 시작되는 원시항성(原始恒星)의 질량에 따라 다르다. 질량이 큰 원시항성은 자신의 중력도 크기 때문에 빨리 수축하고, 질량이 작은 항성일수록 중력이 작기 때문에 느리게 수축된다. 1M⊙ 정도의 원시항성은 약 5000만 년, 3M⊙의 원시항성은 약 200만 년, 0.5M⊙의 원시항성은 3억 년 정도 걸려 주계열에 도달한다. 질량이 0.05∼0.1M ⊙ 이하인 가벼운 별은수소에 의한 핵융합반응이 발생할 정도로 중심의 온도가 높지 못하기 때문에 모든 에너지는 중력수축에 의해 공급된다. 수축은 가스가 축퇴상태가 되기까지 진행되고, 항성은 천천히 냉각되어 암흑왜성(暗黑矮星)이 된다. 그러나 이보다 무거운 항성들은 수소의 핵융합반응이 주된 에너지원이 되기 때문에 별 내부의 압력은 중력에 대항해서 정유체역학적 평형이 이루어지는 데 필요한 수준에 도달하고 항성은 안정된다. 이 시기를 영연령 주계열성(零年齡主系列星)이라 하는데, 비로소 진정한 의미의 항성이 된 것이다.
1926년경에 제시된 러셀-포크트 정리에 의하면 항성의 구조는 화학적 조성과 총질량에 의해 일의적으로 결정된다. 오늘날 영연령 주계열성 및 그 이후의 진화과정은 화학적 조성과 총질량에 의존한다고 알려져 있다. 질량이 큰 항성들은 질량이 작은 항성들보다 진화의 속도가 빠르다. 주계열에서 조기형(O형 ·A형) 항성들은 만기형(K형 ·M형) 항성들보다 빨리 주계열을 이탈한다. 이는 조기형 항성들이 만기형 항성들보다 에너지 소비량이 크기 때문이다. 항성의 진화는 헤르츠스프룽-러셀도(H-R도)에서 하나의 연속적인 곡선으로 나타난다. ［그림 8］은 H-R도 상에 나타난 5 M ⊙의 질량을 가진 종족 I 항성의 진화경로이다. O단계는 중심에서 CNO 순환반응에 의해 수소연소가 시작된 영연령 주계열성을 의미한다. 핵융합반응 메커니즘에서 소모되는 수소는 중심핵 전체의 대류에 의해 새로운 수소로 보충되어 핵반응이 계속되며, A단계와 같은 주계열 상에서의 초기 진화단계를 거친다. 이윽고 중심핵에서 수소가 소모되어 전체 물질에 비해 적어지면 중심핵과 항성 전체가 약간 수축한다(B단계).
핵반응이 계속 진행되면 결국 중심핵은 수소가 고갈상태가 되어 헬륨핵이 되고, 중력수축의 결과로 중심핵 주위에서 두꺼운 수소의 연소껍질을 생성하게 된다(C단계). 이때부터 항성은 주계열을 이탈하게 된다. 중심핵은 점점 밀도가 높아지고, 수소연소껍질에서 에너지 생성은 가속되어 바깥쪽 포피가 팽창하게 되는데, 포피가 팽창하면 냉각되어 H-R도 상에서 오른쪽으로 이동한다. 진화가 계속되면 수소연소껍질이 얇아지며(D단계), 팽창의 마지막 단계에서 포피부의 대류층이 안쪽으로 확장되어 발달하면, 대류가 더 많은 양의 에너지를 표면으로 운반하기 때문에 광도가 증가하는 방향으로 바뀐다(E단계). 광도가 F단계를 거치며 증가함으로써 적색거성 단계가 된다. 중심핵의 계속적인 수축 때문에 내부온도가 증가하여 중심에서는 3중 α과정이 점화된다(G단계). 그러나 포피부의 팽창 때문에 에너지의 유출이 증가하고 표면이 식어가므로 광도가 떨어지며(H단계) 헬륨연소는 중단된다. 헬륨연소가 시작되는데 충분한 온도에 도달될 때까지 항성은 수축하며 깊은 대류층은 소멸한다(I단계). 이윽고 중심핵에서 헬륨연소가 다시 시작되어 점차로 지배적인 에너지원의 역할을 하게 된다(J단계). 항성이 이 단계에 도달하면 외부층이 불안정하게 되어 팽창과 수축이 번갈아 일어나게 되는데, 이와 같은 맥동은 광도를 주기적으로 변화시킨다. 잘 알려진 세페이드 변광성은 이와 같은 진화단계에 있는 항성으로 여겨진다. 중심핵에서 헬륨이 다 소모되고 탄소가 주된 화학적 성분이 되면 주위에는 헬륨연소껍질이 형성되며, 중심핵은 수축되어 탄소연소가 발생되는데, 이때가 초거성의 단계이다(K단계). 초거성의 단계부터 진화의 마지막 단계까지는 잘 알려져 있지 않으며, 알려져 있는 사실 역시 많은 다양성과 불확실성을 내포하고 있다.
질량이 다른 항성들이라도 일반적인 진화과정은 5 M ⊙항성과 유사하다. 그러나 그 상세한 과정은 같지 않으며, 특히 시간척도가 다르다. 질량이 큰 항성일수록 주계열을 빨리 떠나며, 적색거성의 단계에 이르러 더 복잡한 진화경로를 보인다. 반면에 질량이 작은 항성들은 오래도록 주계열에 머물며 진화경로가 단순하다. 항성의 진화에 미치는 질량의 효과는 진화의 마지막 단계에서 가장 크게 나타난다. 질량이 0.1∼1.4 M ⊙ 정도 되는 항성들은 행성상 성운(行星狀星雲)으로 외부포피를 상실하고 백색왜성이 되며, 1.4∼5 M ⊙의 항성들은 초신성(超新星)으로 외부포피를 날려보내고 중심은 중력붕괴를 통해 중성자별이 된다. 5 M ⊙ 이상의 질량을 가진 항성들은 중력붕괴의 세기가 너무 커서 백색왜성이나 중성자별이 될 수 없고, 밀도가 무한대에 가까운 검은 구멍이 되는데, 광자(光子)에 미치는 중력효과가 매우 강해서 빛마저도 빠져 나오지 못하는 것으로 추정된다. 이 물체를 블랙홀이라 한다.
참조항목
복사열, 적색거성, 세페이드변광성, 헬륨핵융합반응, 하야시경로
역참조항목
초거성
연관목차항성
6. 항성의 화학적 조성
7. 항성의 내부구조
8. 항성의 진화
9. 항성의 종족
10. 항성의 에너지원
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