별은 우주의 기본 구성 요소이며, 빛나는 거대한 핵융합 반응로입니다. 밤하늘의 모든 별은 태양처럼 스스로 빛을 내는 항성이며, 각각 고유한 역사를 가지고 있습니다. 별은 성간 구름에서 태어나 수백만 년에서 수조 년 동안 빛나다가 죽습니다. 가벼운 별은 조용히 사그라들고, 무거운 별은 초신성 폭발로 장렬하게 생을 마감합니다. 별의 죽음은 새로운 별의 탄생으로 이어집니다. 초신성이 뿜어낸 물질이 성간 구름을 압축하여 새 별을 만들고, 별 내부에서 만들어진 무거운 원소들이 우주로 퍼집니다. 우리 몸을 이루는 탄소, 철, 산소는 모두 별 내부에서 만들어졌습니다. 칼 세이건이 말했듯이 우리는 별의 물질로 이루어져 있습니다. 태양은 45억 년 전에 태어나 지금은 중년기이며, 50억 년 후 적색 거성이 되어 지구를 삼킬 것입니다. 시리우스는 태양보다 두 배 무겁고 25배 밝으며, 베텔게우스는 태양보다 수백 배 크지만 곧 초신성으로 폭발할 것입니다. 이 글에서는 별이 어떻게 태어나고 진화하는지, 질량에 따라 운명이 어떻게 달라지는지, 별의 최후와 우주에 미치는 영향을 상세히 알아보겠습니다.
별의 탄생
별은 성간 구름에서 태어납니다. 성간 구름 또는 성운은 우주 공간에 퍼진 가스와 먼지 구름으로, 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있습니다. 밀도는 매우 낮아 1세제곱센티미터당 원자가 수십 개에서 수백 개에 불과하지만, 크기가 수십 광년에 달하여 총질량은 태양의 수천 배에서 수백만 배입니다. 오리온성운은 지구에서 1300광년 떨어진 거대한 별 탄생 지역으로, 육안으로도 보이며 망원경으로는 수천 개의 새로운 별을 관측할 수 있습니다. 성간 구름이 수축하려면 중력이 압력을 이겨야 합니다. 초신성 폭발의 충격파나 근처 별의 항성풍이 구름을 압축하면 밀도가 높아진 부분이 중력으로 수축하기 시작합니다. 일단 수축이 시작되면 중력이 강해져 가속됩니다. 구름은 조각나며 여러 개의 덩어리로 분열하고, 각 덩어리가 원시별이 됩니다. 따라서 별은 보통 무리 지어 탄생합니다. 플레이아데스 성단은 약 1억 년 전 같은 성운에서 태어난 수백 개의 젊은 별 집단입니다. 수축하는 구름은 각운동량 보존으로 회전이 빨라지며, 원반 구조를 형성합니다. 중심부는 원시별이 되고, 주변 원반은 행성을 만듭니다. 이것이 우리 태양계가 형성된 방식입니다. 수축하는 원시별의 중심부는 중력 에너지가 열로 변환되어 온도가 올라갑니다. 온도가 약 1000만 도에 도달하면 수소 핵융합이 시작됩니다. 네 개의 수소 원자핵이 융합하여 하나의 헬륨 원자핵이 되며, 질량의 일부가 에너지로 변환됩니다. 이것이 아인슈타인의 E=mc² 공식이 실현되는 순간입니다. 핵융합이 시작되면 별은 안정됩니다. 중력이 안쪽으로 당기고 핵융합의 압력이 바깥쪽으로 밀어 균형을 이룹니다. 별은 주계열성이 되어 일생의 대부분을 이 단계에서 보냅니다. 태양은 약 100억 년의 주계열 단계 중 45억 년을 지나왔습니다. 별의 질량이 탄생과 진화를 결정합니다. 질량이 태양의 0.08배 미만이면 중심 온도가 핵융합을 시작하기에 충분히 높지 않아 갈색 왜성이 됩니다. 별이 아닌 실패한 별입니다. 질량이 태양의 100배를 넘으면 너무 밝고 불안정하여 수백만 년 만에 폭발합니다.
별의 진화
주계열 단계에서 별은 수소를 헬륨으로 태웁니다. 질량이 클수록 핵융합이 빠르고 수명이 짧습니다. 역설적으로 연료가 많아도 더 빨리 소진합니다. 태양 질량의 10배인 별은 수명이 1000만 년에 불과하지만, 0.5배인 별은 1000억 년 이상 삽니다. 중심부의 수소가 고갈되면 변화가 시작됩니다. 핵융합이 멈추면 중력을 버티지 못해 중심부가 수축하고 온도가 올라갑니다. 중심부를 둘러싼 껍질에서 수소 핵융합이 시작되며, 별의 외곽층은 팽창하여 적색 거성이 됩니다. 태양은 50억 년 후 적색 거성이 되어 지름이 현재의 100배로 커지며 수성과 금성을 삼킬 것입니다. 지구도 태양 표면 가까이 와 표면이 녹아 생명이 불가능해집니다. 중심부 온도가 약 1억 도에 도달하면 헬륨 핵융합이 시작됩니다. 헬륨이 탄소와 산소로 변하며, 별은 잠시 안정을 되찾습니다. 하지만 헬륨도 곧 고갈됩니다. 태양 정도 질량의 별은 여기서 끝입니다. 더 이상 핵융합을 진행할 온도에 도달하지 못합니다. 외곽층이 우주로 날아가 행성상 성운을 만들고, 중심부는 백색 왜성이 됩니다. 백색 왜성은 지구 크기이지만 태양의 절반 질량을 가진 극도로 밀도 높은 별 시체입니다. 1세제곱센티미터가 1톤입니다. 더 이상 핵융합 없이 천천히 식어가며, 수조 년에 걸쳐 흑색 왜성이 됩니다. 시리우스의 동반성 시리우스 B가 백색 왜성입니다. 태양 질량의 8배 이상인 무거운 별은 다릅니다. 중심부 온도가 충분히 높아 탄소와 산소도 융합하여 네온, 마그네슘, 규소를 만들고, 최종적으로 철까지 만듭니다. 별 내부는 양파처럼 층을 이루며, 바깥쪽에는 수소, 안쪽으로 갈수록 헬륨, 탄소, 산소, 규소, 철 순서로 쌓입니다. 하지만 철은 융합해도 에너지를 내지 않습니다. 철이 쌓이면 중심부가 붕괴합니다.
별의 죽음과 유산
초신성 폭발
무거운 별의 철 중심핵은 더 이상 지탱할 수 없습니다. 순식간에 붕괴하여 중성자별이나 블랙홀이 되며, 엄청난 중력 에너지가 방출됩니다. 붕괴 반동으로 외곽층이 폭발적으로 날아가는데, 이것이 초신성입니다. 초신성은 단일 별이 내는 빛보다 수십억 배 밝으며, 몇 주 동안 은하 전체만큼 밝게 빛납니다. 1054년 중국과 한국에서 관측된 초신성은 낮에도 보였으며, 현재 게 성운으로 남아 있습니다. 1987년 대마젤란 은하에서 초신성 SN 1987A가 폭발하여 맨눈으로 관측되었습니다. 초신성은 우주에 결정적인 역할을 합니다. 철보다 무거운 원소는 초신성 폭발의 극한 조건에서만 만들어집니다. 금, 은, 백금, 우라늄은 모두 초신성의 산물입니다. 초신성이 뿜어낸 물질이 성간 구름을 풍부하게 하여 다음 세대 별과 행성이 더 많은 무거운 원소를 가집니다. 우리 태양계도 50억 년 전 초신성이 주변 성운을 압축하여 형성되었습니다. 초신성의 충격파는 새로운 별의 탄생을 촉발합니다. 카시오페이아 A는 약 340년 전 폭발한 초신성 잔해로, 팽창하는 껍질 주변에서 새로운 별들이 태어나고 있습니다.
중성자별과 블랙홀
초신성 후 남은 중심핵의 운명은 질량에 따라 다릅니다. 태양 질량의 1.4~3배이면 중성자별이 됩니다. 중성자별은 지름 20킬로미터에 태양의 1.5배 질량을 가진 극한 천체입니다. 1세제곱센티미터가 10억 톤이며, 원자핵의 밀도입니다. 전자와 양성자가 중성자로 합쳐져 거대한 원자핵 덩어리입니다. 중력은 엄청나게 강해 표면 중력이 지구의 1000억 배입니다. 중성자별은 빠르게 회전하며, 일부는 펄서가 됩니다. 펄서는 초당 수백 회 회전하며 등대처럼 전파를 방출합니다. 1967년 조슬린 벨이 처음 발견했으며, 처음에는 외계 문명의 신호로 의심되었습니다. 게 성운 중심에는 초당 30회 회전하는 펄서가 있습니다. 질량이 태양의 3배를 넘으면 블랙홀이 됩니다. 중력이 너무 강해 빛조차 탈출할 수 없습니다. 사건의 지평선 안쪽은 관측 불가능하며, 시공간이 왜곡됩니다. 항성 질량 블랙홀은 지름이 수십 킬로미터이지만, 은하 중심에는 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배인 초대질량 블랙홀이 있습니다. 우리 은하 중심에는 태양 질량의 400만 배인 궁수자리 A* 블랙홀이 있습니다. 2019년 사건의 지평선 망원경이 M87 은하 중심 블랙홀의 그림자를 최초로 촬영했습니다. 베텔게우스는 오리온자리의 붉은 별로, 태양보다 약 20배 무겁고 지름은 900배입니다. 만약 태양 위치에 있다면 목성 궤도까지 채울 것입니다. 적색 초거성으로 수명 말기이며, 언제든 초신성으로 폭발할 수 있습니다. 수만 년 안에, 어쩌면 내일 폭발할 수도 있습니다. 폭발하면 보름달만큼 밝아져 낮에도 보일 것입니다. 640광년 떨어져 있어 지구에는 무해하지만, 장관일 것입니다. 별은 우주의 연금술사입니다. 빅뱅 직후 우주는 수소와 헬륨뿐이었지만, 별들이 무거운 원소를 만들었습니다. 우리 몸의 탄소는 적색 거성에서, 뼈의 칼슘은 무거운 별에서, 피의 철은 초신성에서 왔습니다. 별을 올려다볼 때, 우리는 우리 자신의 기원을 봅니다.