항성, 별의 또 다른 이름

별

 

항성이란 무엇인가

 항성은 별을 뜻하며 영어로는 Fixed Star라고 합니다. 말 그대로 어느 한 지점에 고정되어 움직이지 않는 천체를 지칭합니다. 우리 태양계의 항성은 중심부에 위치한 태양으로 핵융합을 통해 에너지를 방출하며 그 과정에서 스스로 빛을 내게 됩니다. 항성의 내부에 핵융합에 사용되는 수소나 헬륨 등을 가지고 있으며 크기가 큰 천체에 속합니다. 태양계가 속해 있는 우리 은하계 내에만 하더라도 수십억 개가 존재하며 이들은 각기 다른 크기와 질량, 형태, 색상을 가집니다. 별 하나가 단독으로 존재하기도 하고 다른 별들과 함께 집단을 구성하기도 합니다. 

항성의 탄생

 우리가 하늘에서 볼 수 있는 항성은 항성들 사이에 존재하는 먼지와 가스의 농도가 밀집된 성간 구름을 통해서 태어나게 됩니다. 그 밀도가 충분히 높아지고 중력이 불안정해지면서 외부의 충격까지 더해져서 그 과정이 진행되기도 합니다. 이 단계가 별의 생애에서 초기 단계에 해당하며 우리는 이것을 원시별이라고 부릅니다. 이렇게 태어나는 별들은 단독으로 태어나기도 하고 쌍둥이처럼 두 개의 항성이 함께 태어나기도 합니다. 때로는 집단을 이루어서 성단이라고 불리기도 합니다. 이러한 집단을 은하라고 부르는데 항성은 은하 내에서만 존재하는 것은 아니며 은하 사이에도 발견이 됩니다. 인류가 관측 가능한 항성의 수는 천 억 개 이상이지만 우주는 지속적으로 팽창하고 있어 항성 간의 거리가 가까운 것은 아닙니다. 태양계에서 가장 가까이 있는 다른 항성으로는 켄타우르스 프록시마가 있는데 그 거리가 4.2 광년에 달합니다. 항성의 질량에 따라 원시별 상태로 얼마나 머무르게 될지 별의 밝기, 크기, 진화하는 과정 또는 항성의 수명, 소멸하는 단계가 결정이 되며 이 이후에 우리 태양과 같은 주계열성 단계의 항성으로 넘어가게 됩니다. 상대적으로 농도가 옅은 성간물질들은 항성과 은하, 항성과 성간매질간의 작용에 의해서 은하의 수명이 얼마나 길어질지 결정하는 주요한 원인이 됩니다. 이 성간물질은 성간매질이라고도 불리며 구성을 세밀하게 나눠보면 원자와 분자, 먼지, 전자기 복사, 우주선, 자기장으로 구성이 됩니다. 이 항성들의 탄생 이후 주계열성 항성들은 중심핵에서 수소를 사용해 발생하는 온도와 압력으로 인해 핵융합이 일어나며 항성 자체 중력을 견딜 수 있고 붕괴되지 않고 스스로 형태를 유지하게 됩니다. 이후 상태가 안정된 항성은 내부의 에너지 순환과 외부로의 방출이 정확히 일치하게 됩니다. 

항성의 종류와 구분

 항성들을 일정한 기준에 근거해서 분류하는 대표적인 방법으로는 항성의 온도와 분광학이 있습니다. 우선 분광학을 기준으로 항성의 종류를 나눌 때에는 항성들을 0에서 9까지의 숫자로 분류하며 0에 가까울수록 항성 표면의 온도가 높은 것을 나타냅니다. 물질에 의해 흡수된 전자기 복사의 파장이 일정 온도에서만 발생한다는 사실이 발견되면서 분류의 기준이 확정되었습니다. 분광형을 기준으로 분류한 항성들 중에서는 주계열성 항성은 O형의 경우 극도로 뜨겁고 밝은데 우리의 태양보다 훨씬 밝습니다만 흔하게 발견되는 것은 아닙니다. 대표적인 예로는 고물자리 제타, 오리온자리 델타, 오리온자리 제타 등이 있습니다. 그 다음으로 온도가 놓은 B형의 항성들도 표면 온도가 매우 높은 축에 속하며 역시 태양보다 광도가 높은 편입니다. 이에 속하는 항성으로는 레굴루스, 스피카 등이 있는데 이런 유형의 항성들은 그 생애가 짧은 종류에 포함됩니다. A형의 항성은 육안으로 관찰할 때 백색이나 푸르스름한 하얀빛으로 보이는데 우주 상에서의 색상은 다르게 보이기도 합니다. 전체 항성 중 약 900분의 1의 확률로 존재할 만큼 많은 비율을 차지합니다. 대표적인 항성으로는 대중에게도 친숙한 시리우스가 있습니다. 마지막으로 우리의 태양이 속해있는 G형 항성들이 있는데 지구에서 관측할 경우 노란빛을 띠는 케이스에 해당합니다. 항성 등 중 여러 가지요인으로 인해서 항성의 밝기가 변화하는 경우가 발생하는데 이를 변광성이라고 합니다. 원인 중 하나는 항성이 수축하고 팽창하면서 별의 광도와 지름이 변화하는 진화와 관련이 있다는 것이며 다른 원인으로는 항성 내부의 플레어나 에너지가 방출되는 순간의 변화가 있을 수 있습니다. 추가로 수소 핵융합이 일어나 백색 왜성이 폭발하는 경우가 있는데 이 케이스에서는 높은 강도로 단발적인 폭발이 일어나기도 하고 상대적으로 낮은 강도에서 수차례 폭발이 반복되기도 합니다.

항성의 생애 그리고 마지막

 별은 각각의 질량과 구성에 따라 생애주기가 달라집니다. 성간구름이 붕괴되면서 그 생성이 시작된 항성은 원시별의 단계를 거쳐 내부의 핵융합으로 에너지를 만드는 주계열성 항성이 됩니다. 이때 처음 생성 시부터 항성이 갖고 있던 수소와 헬륨을 차례차례 핵융합의 연료로 쓰면서 소모하게 됩니다. 이때 항성의 질량에 따라서 수소를 소진하는 속도가 달라지는데 질량이 클수록 그 속도가 빨라지게 됩니다. 이를 근거로 해서 태양이 주계열성 단계에서 얼마나 더 머물 수 있는지도 알 수 있습니다. 이 과정이 마지막 단계에 도달하면 더 이상 에너지 생성이 불가하기 때문에 항성의 온도가 하강하면서 흑색왜성이 되는 것인데 항성의 수명이 우주 자체의 나이에 비하면 훨씬 길기 때문에 흑색왜성이 실제로 발견된 사례는 없습니다. 우리의 태양은 이 주계열성의 후반부가 되면 적색거성으로 진화해 질량은 감소하지만 현재의 크기보다 부풀어올라 수소 다음으로 헬륨을 사용해 에너지원으로 쓰게 됩니다. 물론 질량에 따라서 태양보다 더 무거운 별들은 적색 초거성이 되기도 합니다. 이 진화의 최후에는 항성이 자신의 외부 대기를 우주로 방출하는데 이후 항성이 수축하면서 백색왜성 단계에 들어섭니다. 질량이 좀 더 큰 항성의 경우 핵융합이 마지막까지 이어지다가 붕괴되기도 하는데 이 과정에서 초신성 폭발이 발생합니다. 이렇게 폭발이 일어난 후에는 중성자별이 되거나 질량이 큰 항성의 경우 블랙홀이 되기도 합니다.