별의 종류를 쉽게 알아볼까요
우리가 사는 우주에서 천제를 말하면 기본적으로 별과 행성, 위성, 혜성 등이 있죠.
그리고 눈에 보이지 않는 블랙홀도 있습니다.
이런 천체들이 모여서 태양계를 만들고 더 확장해서 은하계가 되고 다수의 은하계가 중력으로 묶이면 은하군이 되고 더 많은 은하들이 우주의 일정한 공간에 모여있으면 은하단이 됩니다.
별은 핵융합을 통하여 스스로 빛을 내는 천체인데 항성이라고 합니다.
하나의 은하에는 별이 최소 2,000억 개에서 많게는 4,000억 개가 있습니다.
우리가 살고 있는 은하에는 약 4000억 개의 별이 있습니다.
그런데 우주에는 1,000억 개 이상의 은하가 있죠. 한마디로 우리가 사는 우주에는 엄청나게 많은 수의 별이 있습니다. 별이 이렇게 많은데 행성은 얼마나 많겠습니까?
우리가 살고 있는 우주는 상상하기 힘들만큼 광활합니다.
사람도 각양각색 이듯이 별들도 각자 다른 모습을 하고 있는데요,
별들은 어떻게 나눠 볼 수 있을까요?
온도를 기준으로 한 스펙트럼 분류가 있습니다.
이 분류법에 의하면 아주 뜨거운 O형부터 차가운 M형까지 7개의 형으로 분류할 수 있죠.
그러니까 O, B, A, F, G, K, M형으로 구분합니다.
별의 온도가 더 뜨겁다는 것은 그만큼 핵융합이 활발하다는 것이기 때문에 O형으로 갈수록 별의 질량으로 크고 뜨거운 반면, M형으로 갈수록 별의 질량은 작아지고 온도도 낮아집니다.
별은 사람처럼 나이가 있고 일정한 시간이 지나면 생명을 다하는데요,
그래서 별의 질량과 진화 정도에 따라서는 주계열성(主系列星), 거성, 초거성, 백색왜성으로 나눠집니다.
별은 태어나서 대부분의 시간을 주계열성(主系列星)에 머무르게 되는데요,
주계열성(主系列星)이라고 하는 것은 별이 수소 핵융합을 하면서 막대한 열과 에너지를 방출하게 되는데, 이 열과 에너지로 인해 팽창하는 힘과 별의 중력이 균형을 이루어 일정한 크기를 유지하는 상태에 있는 별을 말합니다.
우리 태양은 현재 주계열성에 해당하는데요, 앞으로 50억 년은 주계열성에 머무르게 됩니다.
태양은 별의 진화에 있어 딱 중간쯤에 해당합니다.
우주의 전체 별 중 95%가 이 주계열성에 속합니다.
그런데, 수소 핵융합이 일어나기 위해서는 온도가 1000만℃가 되어야 되기 때문에 별의 모든 수소가 핵융합 되지는 않습니다. 별의 중심 부분을 중심으로 수소가 핵융합해 헬륨이 된 부분의 질량이 별 전체 질량의 12% 될 때까지만 반응이 일어난다고 합니다.
수소 핵융합이 끝나면 별은 주계열성에서 벗어나게 되고 새로운 형태로 진화를 합니다.
별의 내부에서 헬륨 핵융합이 시작하면 별의 질량에 따라 아주 큰 질량의 별은 초거성으로 팽창하고, 우리 태양처럼 적당한 질량을 가진 별은 적색거성으로 팽창합니다.
팽창하는 이유는 수소 핵융합보다 헬륨의 핵융합에너지가 더 강하고 헬륨과 수소의 경계면에서도 수소 핵융합이 일어나기 때문에 중력보다 팽창하는 힘이 강하기 때문입니다.
적색거성은 팽창한 상태에서 물렁한 바깥쪽 껍데기는 다 흩어지고 안쪽에 밀도가 높은 부분만 남게 되는데, 이것이 백색왜성입니다.
물렁한 바깥쪽 껍데기는 1000년에 걸쳐 허물을 벗게 되는데요,
이것이 행성의 성운과 비슷하다고 해서 행성상 성운(行星狀星雲)이라고 합니다.
질량이 아주 커서 초거성으로 팽창한 별은 헬륨 핵융합으로 만들어진 탄소나 산소까지도 핵융합할 수 있는 내부 압력과 온도가 됩니다. 탄소나 산소를 핵융합 하여 철을 만들어내는데 이때 중력붕괴로 초신성(超新星) 폭발을 일으킵니다.
초신성이 폭발할 때 마치 새로운 별이 태어나는 것처럼 빛이 나는데 그 빛이 엄청 크기 때문에 초신성(超新星)이라고 합니다.
은하 한 개당 대략 100년에 한번 꼴로 초신성 폭발이 일어난다고 알려져 있습니다.
질량이 엄청나게 큰 초신성은 폭발하면서 파편을 온 우주에 흩뿌리게 되는데, 무거운 중원소들이 가득한 잔해들은 우주의 성간에서 새로운 별의 씨앗이 됩니다.
우리의 태양계도 우주가 탄생한 지 한참 지난 뒤에 만들어졌기 때문에 폭발한 초신성의 잔해들이 재료가 됐다는 흔적이 나타나기도 합니다.
초거성은 초신성 폭발로 생을 마감하면서 중성자별이나 블랙홀이 됩니다.
그렇기 때문에 은하의 중심에 있는 블랙홀 이외에도 은하 내부에 다수의 블랙홀이 존재합니다.
질량이 아주 작은 별은 내부 압력과 온도가 낮아 헬륨 핵융합을 할 수 없기 때문에 적색거성으로 팽창하지는 않습니다. 하지만 수명이 길어 현재 우주의 나이보다도 더 오래 살 수 있습니다.
그러니까 주계열성은 별이 가장 활발하게 활동하는 단계이고, 거성이나 초거성, 중성자별, 블랙홀, 백색왜성은 모두 늙은 별이며 별의 진화에서 마지막 단계에 해당합니다.
스펙트럼 분류에 따른 별의 종류에 대해 다시 한번 정리해볼까요?
O형 주계열성은 질량이 태양의 16~90배 정도 되고 수명은 100만~1000만 년 정도입니다.
태양의 수명이 100억 년이니까 거기에 비하면 상당히 수명이 짧습니다.
이 별은 질량이 크지만 핵융합 속도가 빨라 짧은 생애를 화려하게 살다가 일찍 죽습니다.
그래서 우주 생성 초기에 생성됐던 O형 별들은 모두 사라졌을 겁니다.
이 별은 아주 드물어서 2천만 개의 별 중 1개 정도가 O형 주계열성입니다.
우리 은하에는 약 4천억 개의 별이 있기 때문에 O형 주계열성은 약 2만 개 정도 있습니다.
아주 드문 별이지만 워낙 우주에는 별이 많아서 숫자로 보면 꽤 있다는 것을 알 수 있습니다.
현재까지 알려진 바로 가장 묵직한 별은 독거미 성운의 심장부에 있는 ‘R136a1'입니다. 이 별은 질량이 태양의 265배나 됩니다.
B형 주계열성은 질량이 태양의 2.5~16배 사이가 되며 수명은 1천만~8억 년 정도 됩니다.
우주에서 별 1만 5천 개 중 1개 정도가 이 별입니다. O형 별보다는 많지만 그래도 드문 별이라 할 수 있습니다.
초신성으로 폭발하는 초거성이 되기 위해서는 일반적으로 질량이 태양의 8배 이상은 되어야 하기 때문에 O형과 B형 정도는 되어야 초거성이 될 수 있습니다.
A형 주계열성은 질량이 태양의 1.4~2.5배 사이 정도 됩니다.
우주의 별에서 약 1,200개 중 1개가 이 별입니다.
우리 근처에 있는 대표적인 A형 주계열성은 시리우스, 베가, 포말하우트 등입니다.
F형 주계열성은 질량이 태양의 1.03~1.4배 사이가 되며 수명은 20억~80억 년 정도 됩니다.
우주의 별에서 약 300개 중 1개가 이 별입니다.
G형 주계열성은 우리 태양과 같은 별입니다. 수명은 100억 년 정도 됩니다.
우주의 별 130개 중 1개가 이 별이라고 하는데요,
그래서 우리 은하에는 이 G형 별이 수십 개 정도 됩니다. 숫자로 따져 보면 적지 않는 숫자죠.
K형 주계열성은 질량이 태양의 0.46~0.9배 사이가 되며 수명은 150억~300억 년까지 살 수 있습니다. 우주의 나이가 138억 년이므로 수명이 다해 죽은 별은 없다고 봐야 되겠죠.
우주의 별에서 약 30개 중 1개가 이별에 해당합니다.
M형 주계열성은 질량이 태양의 0.07~0.46배 사이가 되며 수명은 최소 800억 년 이상 살 수 있습니다. 이 별은 우주의 별들 중 95% 이상을 차지하기 때문에 우주에서 대부분의 별은 M형 주계열성입니다.
우주에는 태양보다 엄청나게 큰 별들도 있지만 전체 별을 따져보면, 우주에 존재하는 별의 대다수는 태양보다 작은 별이란 것을 알 수 있습니다.
작은 별들이 오래 사는 이유는 아주 천천히 핵융합이 일어나기 때문입니다. 우리 태양은 아주 빨리도 아주 느리지도 않는 적당하게 핵융합이 일어나는 별입니다.
아무쪼록 태양은 아주 적당한 별인 것 같습니다.
앞에서 태양 질량의 8배 이상은 되어야 초거성이 될 수 있다고 말씀드렸죠.
태양 질량의 0.25~8배까지 되는 별은 수소 핵융합이 다 끝나고 나면 헬륨 핵융합을 하면서 적색거성이 됩니다. 하지만 내부 압력과 온도가 한계가 있어서 다음 단계의 핵융합 반응은 일어나기 힘듭니다. 그래서 초거성이 될 수는 없습니다.
태양 질량보다 0.25배보다 작은 별은 어느 정도 팽창은 하겠지만 적색거성이 되지는 못합니다. 수소 핵융합 반응만 일어나기 때문입니다.