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별은 태어날 때부터 일생을 살아갈 수 있는 양식을 가지고 태어난다. 그 양식(물질)에 따라 정해진 경로를 밟아가는 것이 별의 일생이다.
 

요즘밤 자정 쯤 되면 오리온별자리가 떠오르기 시작한다. 플람스티드의 성도에서 보면(그림1) 오리온 사냥꾼이 오른쪽 손에 칼을 높이 들고 있는 어깨에 붉은색의 베텔규스가 있고 왼쪽 발등에는 청색의 리겔이 자리잡고 있다. 그리고 사냥군의 허리띠를 따라 삼태성이라 부르는 세개의 별이 놓여있고, 칼집 아랫쪽에는 유명한 오리온대성운이 보인다(사진2). 삼태성 중에서 동쪽에 있는 별주위에는 유명한 말머리성운이 위치한다(사진4).
 

육안으로 희미하게 보이는 오리온대성운을 망원경으로 살펴보면 (사진3)처럼 가운데 4개의 푸른별이 보인다. 이들을 사다리성단이라 한다. 이 지역을 사진으로 찍어보면 사다리 성단부분이 밝은 성운에 둘러쌓여 있음을 알 수 있다. 이 지역을 다시 적외선빛만을 통과시키는 필터로 사진을 찍어보면 사다리성단과 그 주위에 많은 별들이 나타난다(사진 5).

이들은 나이가 수백만년 정도되는 갓태어난 청색별들로 강한 빛을 낸다. 이 빛이 주위에 있는 가스의 온도를 높여 성운을 밝게 빛나게 한다. 그러면 별이 어떻게 태어나는지 알아보자.
 

핵융합에너지의 방출
 

여름철 전갈자리에서 가장 밝은 안타레스별 북쪽에 있는 뱀주인자리 지역을 보면 아주 검게 보이는 지역이 있다(사진6). 이곳에는 가스와 먼지(티끌)로 이루어진 성운이 짙게 모여있다. 여기서는 성운이 자체의 중력으로 수축하면서 중심부의 밀도가 높아지고, 점차 속도가 빨라지는 중력붕괴가 일어난다. 이때 중심부(반지름의 20-30% 되는 지역)의 온도가 1천만도 이상 올라가면 4개의 수소가 결합하여 하나의 헬륨을 만드는 수소핵융합 반응이 일어나면서 핵에너지가 방출되어 빛으로 나가게 된다. 곧 별이 탄생되는 것이다.

이때 별에서 나오는 강한 빛은 별이 만들어지고 남은 주위의 물질(주로 티끌)에 흡수된다. 그러면 온도가 올라간 티끌에서 강한 적색광이 방출된다. 그래서 별이 탄생되고 있는 지역이 가시광으로는 잘보이지 않지만 적외선 사진을 찍으면 잘 나타나는 것이다(사진5).

성운에서 별이 탄생되어 안정된 상태에 이를 때까지를 전주계열(前主系列)단계라 한다. 이것은 아기가 어머니 뱃속에서 자란 후 태어나서 제모습을 갖추어 활동할 때까지의 배란기와 유아기에 해당한다. 별들은 단독으로 태어나기 보다는 거대한 성운에서 여러개의 크고 작은 별들이 거의 동시에 탄생된다.

태어난 별들은 어떻게 일생을 살아갈까? 별은 처음 태어날 때 가지는 질량에 따라 그 별이 일생을 살아가는 과정이 결정된다. 왜냐하면 별들은 처음 태어날 때 가지는 질량을 중심부에서 태우면서 살아가기 때문이다. 그러면 지상의 생물은 어떠한가? 이들은 외부로부터 음식물이나 영양분을 섭취하면서 일생을 지낸다. 그렇기 때문에 음식물이나 영양분을 어떻게 섭취하느냐에 따라 일생이 달라진다.

별이 일생을 살아가는 모습은 질량에 따라 크게 3종류로 나눌 수 있다. 첫째 태양질량의 3배보다 작은 별들의 일생을 살펴보자. 이 별들의 전주계열단계는 2백만년에서 수억년정도의 긴 시간이다. 이 단계의 기간은 별의 질량이 작을수록 길다. 중심부에서 수소핵융합 반응을 일으키면서 안정된 상태에 도달한 별은 일생의 90%(3억년에서 1조년)이상을 수소를 태우면서지난다. 이 단계를 주계열단계라 하고 이 단계에 있는 별을 주계열성이라 한다.

별은 질량이 클수록 중심에 미치는 중력압이 크고, 이에 따라 중심부에서 수소가 타서 소모되는 율이 커진다. 그래서 주계열단계에 머무는 시간은 별의 질량이 클수록 대체로 질량의 제곱에 반비례하여 짧아진다. 태양의 주계열기간은 약 1백억년이다. 별의 주계열 단계는 인간의 경우에 비유하면 청년기와 장년기를 거쳐 중년기까지의 긴 시간에 해당한다.
 

별의 중심부에서 얻어지는 최대온도는 별의 질량에 따라 결정된다. 태양질량의 0.4-3배인 별은 수소연소 후에 중심부의 중력수축으로 온도가 헬륨을 태울 수 있는 2억도까지 올라간다.그러나 태양질양의 0.1-0.4배인 작은 질량의 별은 온도가 2억도까지 올라갈 수 없으므로 수소만 태우면서 일생을 끝마친다(그림2).

질량이 태양의 약 0.1배보다 작은 별은 중심부의 온도가 1천만도에 이르지 못하므로 수소도 태울 수 없다. 그래서 이들은 스스로 빛을 내는 별이 되지 못한다.
 

태양의 남은 수명 50억년

태양은 현재 중심부에서 수소를 태우면서 안정된 상태로 지나며 나이는 46억년쯤 된다. 사람에 비유하면 청년기에 해당한다. 앞으로 50억년쯤 더 지나면 중심부의 수소가 모두 타버리고, 크기는 금성궤도까지 팽창할 것이며, 밝기는 현재의 1천배 이상 증가할 것이다. 이때쯤 되면 태양의 강한 복사에너지와 자외선 때문에 지구상의 생물은 모두 죽어버리고, 지표의 물도 모두 증발해버린다. 이러한 시기에 태양의 중심부에서는 다시 헬륨이 타기 시작한다.

별의 중심부에서 헬륨연소가 일어나는 시기는 사람에 비유하면 노년기에 접어드는 시기에 해당한다. 이 기간은 수억년으로 일생의 나이에 비하면 매우 짧다. 중심부에서 헬륨이 다 타버리면 탄소가 남는다. 질량이 태양의 3배 이하인 별에서는 탄소가 타는 탄소핵융합 반응이 일어날 수 없다. 그래서 헬륨연소 이후에는 핵에너지가 생성되지 않으므로 중심부의 온도와 압력이 감소하면서 급격한 수축이 일어난다. 이런 과정에서 질량이 태양의 1.4배 이상 되는 별에서는 표면층의 물질이 밖으로 방출되어 고리모양으로 많이 관측된다. 이를 행성상 성운이라 한다(사진7).

일생에서 마지막에 가까운 행성상 성운의 단계를 지나면서 별은 급격한 수축을 일으켜 각설탕만한 크기에 질량은 1백만t에 이른다. 이런 천체를 백색왜성이라한다. 임종의 단계에 들어선 백색왜성은 대체로 지구정도의 크기이며 청백색을 띤다. 이 별은 내부에너지를 밖으로 방출하면서 점차 식어간다. 그래서 언젠가는 빛을 내지 못하는 암체로 되어 일생을 끝낸다. 백색왜성의 기간은 수억년 이상이다.
 

무거울수록 짧게 산다
 

둘째 질량이 태양의 3배 이상에서 10배 이하인 중간질량을 가지는 별의 일생을 살펴보자. 이들 별의 전주계열의 기간은 30만년에서 2백만년 정도다. 질량이 크기 때문에 중심부에서 수소의 소모율이 크다. 그래서 주계열의 기간은 3천만년내지 4억년으로 짧다. 이 별들은 질량이 크기 때문에 중심부의 최대온도가 7억도 이상 올라간다. 그 결과 수소연소와 헬륨연소가 끝난 후 탄소연소가 일어난다.

그런데 중간 질량의 별에서는 헬륨이 탄 후 남는 탄소물질이 고밀도의 축퇴상태 (縮退狀態)를 이룬다. 이런 상태에서 탄소연소가 폭발적으로 일어나므로 별전체가 폭발해버려 초신성이 된다. 그래서 태양질량의 3-10배에 해당하는 별은 그 일생이 조용히 끝나지않고 급격한 폭발로 끝나게 된다. 폭발로 방출된 물질은 다시 새로운 별이 태어날 수 있는 재료로 쓰인다(사진8).

셋째 질량이 태양의 10배 이상 되는 무거운 별의 일생을 살펴보자. 이들의 전주계열기간은 20만년보다 짧다. 무거운 별은 중심부에 미치는 중력압이 매우 크기 때문에 별이 붕괴되지 않으려면 수소를 빠른 속도로 태워 내부의 온도와 압력을 높게 유지해야 한다. 결과적으로 태양질량의 10배인 별의 주계열기간은 2천만년이고, 태양 질량의 1백배인 별은 3백 만년 정도로 매우 짧다.

무거운 별에서는 수소와 헬륨연소를 지나 탄소연소에 이르렀을 때 중심부 물질이 축퇴되지 않는다. 따라서 정상적인 탄소연소를 거친 후 네온연소 산소연소 실리콘연소를 차례로 거치면서 무거운 원소를 만들고 마지막에는 철이 남는다.

핵융합반응으로는 철보다 더 무거운 원소가 만들어지지 않기 때문에 철에 이르면 핵융합반응이 끝난다. 그러면 중심부에서 더 이상 에너지가 생성되지 않으므로 온도와 압력이 떨어지면서 모든 물질이 중심부로 급격히 수축하는 중력붕괴가 일어난다. 이때 중력에너지의 증가로 안쪽의 온도와 압력이 급격히 증가하면서 별이 초신성으로 폭발한다.

이러한 과정에서 질량이 태양의 10-30배 되는 별에서는 중력붕괴 때 고밀도의 중심부에서 전자와 양성자가 결합하여 중성자를 이루어 초신성폭발 때 중성자별이 형성된다. 이것의 질량은 태양의 1-3배이며 반지름이 10-20㎞로 매우 작다. 그래서 각설탕 크기의 질량이 수억t이나 된다(PARTⅢ 중성자별 참조).

한편 태양 질량의 30배 이상 되는 아주 무거운 별은 중력붕괴 때 중성자마저 깨어지면서 초고밀도의 물질을 이루어 각설탕크기의 질량이 수백억t에 이른다. 이 경우에는 빛마저 밖으로 빠져나가지 못하는 검은구멍(블랙홀)이 형성된다. 이것의 질량은 대체로 태양의 3배-수십배이며 반지름은 ㎞단위로 질량의 3배쯤 된다. 예를 들어 검은구멍의 질량이 태양의 20배이면 반지름은 60㎞가 된다(PARTⅡ 블랙홀 참조).

황소자리에서 1054년에 초신성으로 폭발된 게성운에는 중성자별이 존재한다.이 별은 0.033초의 주기로 밝기와 전파의 강도가 변화한다. 이러한 중성자별을 펄사(Pulsar)라고 한다. 1987년 2월 23일에 우리 은하계로부터 16만광년 떨어진 대마젤란은하에서 1987A라 불리는 초신성 폭발이 관측되었다(사진9). 원래는 태양질량의 18배인 별이 임종의 순간에 폭발하여 중심부에 태양질량의 1.4배인 중성자별의 펄사를 만들어 놓았다.

한편 1972년에 백조자리에서 HDE226868이라 불리는 9등급의 청색 초거성 주위에서 강한 X선의 방출이 관측되었다. 이러한 X선의 강도와 스펙트럼의 주기적 변화로부터 이 별 주위에는 질량이 태양의 10배쯤 되는 검은구멍이 존재하는 것으로 보고 있다.
 

색깔이나 광도로 나이 추측
 

우리는 사람의 혈색을 보거나 맥박을 짚어 보아 그 사람의 건강상태를 짐작하고, 또 얼굴의 모습이나 주름을 보고 나이를 짐작한다. 별의 경우에는 별에서 나오는 빛의 양(광도)이나 색깔(색지수 또는 표면온도)을 관측함으로써 그 별이 어떠한 진화상태에 있는가를 알 수 있다.

이 때 빛의 양은 별의 내부가 어떤 상태에 있는가를 가리키고, 색깔은 별의 표면이 어떤 상태에 있는가를 보인다. 광도와 색지수로 나타내는 그림을 H-R도라 한다(그림3). 별들이 늙어가는 진화경로는 질량에 따라 달라짐을 볼 수 있다. 이것은 여윈 사람과 뚱뚱한 사람이 늙어가는 모습이 다른것에 비유할 수 있다.

우리 육안으로 보이는 별들 중에서 황색이나 적색을 띠는 별들은 대부분 노년기에 접어든 거성들이며, 청색이나 청백색을 띠는 별들은 대부분 청년기나 장년기에 있는 주계열성이며 일부는 질량이 매우 큰 거성이다.

우리가 속한 은하계내에는 수천억개의 별들이 있다. 이들은 대체로 나이에 따라 5종류의 세대로 구분된다. 가장 오래된 제1세대의 별은 약 1백50억년으로 은하계의 나이와 같으며, 현재 이들의 질량은 태양보다 작다. 태양보다 무거운 제1세대의 별들은 이미 오래 전에 죽으면서 물질을 외부으로 방출했다. 이러한 물질에서 다시 제2세대의 별이 태어났다.

이들중에서 무거운 별들이 빨리 죽으면서 방출된 물질에서 제3세대의 별이 태어났다. 태양은 제4세대의 별이다. 현재 오리온대성운에서 보이는 별들은 가장 나이가 어린 제5세대의 별이다. 앞으로 수천만년 내지 수억년이 지나면 제5세대의 별이 죽으면서 방출된 물질에서 제6세대의 별이 태어날것이다.

별들은 핵융합반응이나 초신성 폭발을 통해 무거운 원소를 만들어 밖으로 방출한다. 따라서 별의 세대가 거듭할수록 별을 구성하는 물질에는 무거운 원소가 더 많이 포함된다.

현재는 빛을 이루고 있는 물질이 주로 약 75%의 수소와 약 23%의 헬륨으로 이루어졌지만 앞으로 여러 세대를 지나면 언젠가는 수소와 헬륨의 함량이 매우 적고 주로 무거운 원소로 이루어진 물질에서 별이 태어날 것이다.

별은 탄생에서부터 일생을 살아가는 과정과 다음 세대의 별이 태어나서 죽어가는 모든 과정이 앞서 살펴본 바와같이 자연의 조화스런 질서를 따른다. 이러한 현상은 별이 태어날때 일생을 살아갈 수 있는 양식(물질)을 가지고 태어나기 때문이다.

이에 비하면 인간은 빈손으로 태어나 살아가면서 자기 자신에 대한 지나친 집착 때문에 자연의 질서를 잘 따르지 못한다. 그러면서도 우리는 정연한 질서를 따라 진화하는 우주속에 존재하면서 우주의 신비와 조화를 찾고 있는 것이다.

별의 세대차이 따라 운동 양식 다르다

인간이 세대에 따라 생활방식과 사고방식의 차이가 있는 것처럼 은하계에 있는 별들도 세대에 따라 운동하는 공간 영역이 다르다.

보통 한 가정에는 할아버지와 할머니 아버지와 어머니 그리고 손자 손녀들이 모여 3세대를 이룬다. 이러한 가정들이 모여 사회를 이루므로 사회는 크게 3세대로 이루어지는 셈이다. 물론 장수하는 집안에서는 5세대가 모여있을 수 있다.

지방에 따라 가정의 풍습이 다르고 또 조상에 따라 가풍이 다르다. 그러나 사회 전체로 보면 각 가정의 풍습보다도 세대에 따라 생활양식과 사고방식이 다르다. 이러한 경향은 별들의 세대에서도 비슷하다. 즉 별들도 태어나는 환경에 따라 약간의 차이는 있지만 전체적으로는 별의 세대에 따라 그 특성이 달라진다.

별이 태어나서 늙어가는 모습은 물리적진화와 역학적(또는 운동학적)진화에 따라 달라진다. 별은 태어날 때 지니는 물질의 구성성분과 질량에 따라서 핵융합반응의 종류와 임종의 모습이 결정된다. 이러한 진화를 물리적 진화라 한다.

한편 별들은 하나씩 따로 있는 것처럼 보이지만 실제는 커다란 집단을 이루고 있다. 그래서 별들은 서로간에 중력조우(그림1)에 의해 역학적에너지를 서로 주고받는 현상이 일어난다. 이런 진화를 역학적 진화라 한다.

별의 운동을 결정짓는 가장 큰 요인은 별을 탄생시키는 초기 성단의 운동 상태다. 처음 은하계가 탄생한 후 은하계내의 원시 성운들은(그림2-a)와 같이 은하 중심 주위로 긴 타원궤도를 따라 움직였다. 따라서 이 성운에서 탄생된 1세대의 별(구상성단)들은 현재도 사방에서 은하핵 주위로 돌고((그림2)에서 붉은 점)있다. 이것은 태양계내에서 혜성이 사방으로부터 태양 주위로 돌고있는 것과 같은 이치다.

제1세대가 죽으면서 방출한 물질은 점차 은하의 원반쪽으로 모여든다. 그리고 이 원반은 일정한 방향으로 회전하기 때문에 이 원반물질에서 생긴 다음 세대의 별들은 원반안에서만 운동하면서 회전하게 된다((그림2)에서 황색점). 그리고 육안으로 보이는 가장 나이 어린 제5세대의 별들은 원반 안쪽에 있는 은하 평면 내에서 탄생되었으므로 은하핵 주위로 회전 운동만 하고 있다((그림2)에서 청색점). 이것은 태양계내에서 모든 행성이 거의 일정한 평면 내에서 태양 주위를 같은 방향으로 돌고있는 것과 같은 현상이다.

이처럼 우리 은하계내에 있는 별들은 세대에 따라 운동하는 공간 영역이 다르다. 즉 세대를 거듭할수록 은하면 가까이에서 생성되기 때문에 은하면에 수직한 운동성분이 줄어들면서 점차 은하평면내에서 회전운동만 하게 된다.

은하가 어떻게 탄생되어 어떻게 늙어가는가를 이해하려면 은하를 구성하는 별들의 물리적진화와 역학적진화를 동시에 잘 이해해야한다. 이런 점에서 별의 세대변화는 은하의 진화를 의미한다.