거성과 초거성에서의 별의 진화 과정, 적색거성, 적색거성으로의 전환

거성과 초거성에서의 별의 진화 과정

거성들의 일생을 하나 하나 단계별로 따라가다가 보면, 때로는 너무 복잡해지기 때문에 지루해질 수 있는데, 큰 흐름을 미리 알고 시작하면 무료한 기분에서 조금은 벗어날 수 있기에 요약합니다. 최초의 단계를 1단계로 설정하겠습니다. 그 다음은 알파벳 순서입니다.

 

1. L 단계의 별에서는 L원소의 핵융합 반응으로 인해, 책의 중심부에는 그 보다 하나만큼 무거운 M이란 원소가 핵의 중심부에 남는다.

 

2. 1) L의 질량이 충분하면, 다음 핵융합 단계인 M 핵융합으로 직접 진화한다.
    2) L의 질량이 부족하면, 축퇴를 거쳐 M 핵융합으로 진화한다.
    3) L의 질량이 아주 모자랄 경우, 더 이상의 핵융합 반응은 없고, 백색왜성으로 끝난다.

 

3. 핵의 껍질에 남아 있던 L이 핵의 표면 위로 떨어져 내리며 L 핵융합이 다시 시작되고, L의 일부는 바깥쪽으로 부풀며 겉껍질을 형성한다. 3.번 항은 3)을 제외한 나머지 항에만 해당) 별의 진화에서 M과 N이라는 대상만 바뀔 뿐, 위의 논리가 계속해서 반복이 됩니다.

 

위의 설명에 대한 예는 적색거성에서 설명하겠습니다. 물론 적색거성뿐 아니라, 적색초거성의 경우에도 마찬가지의 공식이 대입됩니다. 공식이라고 생각하지 말고, 별의 진화 단계를 이해하기 위한 도구라고 생각하기 바랍니다.

 

 

적색거성 (Red giant star)

헬륨을 원료로 탄소와 산소를 합성하는 별의 단계 : M 〈 1.44Mo -
얼마 전까지만 해도 지구에서 별들까지의 거리가 워낙 멀기 때문에 밤하늘에서 별들은 빛나는 점으로 밖에 나타나지 않았고, 별의 표면 사진이란 적색초거성인 비틀주스가 전부였습니다. 위의 사진은 점근선 가지별들 중에 최초로 표면이 천체 망원경에 잡힌 모습입니다. 지구에서 약 400 광년 떨어진 곳에 있는 미라와 그의 짝꿍별인 백색왜성의 사진입니다.

둘 사이의 간격은 약 70AU 인데, 오른쪽이 R 레오(Leo, 또는 미라(Mira), 공식명칭은 오미크론 세티(Omicron Ceti)]라는 별이며, 알파 레오니스 (a Leonis)라는 항성의 부근에서 볼 수 있는 점근선가지별입니다. 그리고 왼편의 사진은 백색왜성의 단계에 머물고 있는 짝꿍별인 수브라 [Subra 또는 오미크론 레오니스(omicron Leonis)]입니다.

 

가벼운 주계열별의 다음 단계의 진화 과정이 적색거성 (0.5~1Mo)의 단계입니다. 주계열별의 pp 반응이 적색거성의 단계에서는 헬륨을 원료로 헬륨보다 무거운 원소를 합성하게 되는 단계로 바뀝니다.

주계열별의 마지막 시기에서 수소 겉껍질이 팽창하는 단계를 적색거성으로, 헬륨의 핵융합이 발생하는 단계를 수평가지별로, 그리고 헬륨 겉껍질이 팽창하며 탄소의 핵융합이 동반하는 단계를 점근선가지별로 세분화해서 분류하겠습니다. 질량이 부족한 별은 섬광이란 폭발을 통해서 다음의 진화 단계로 넘어 갑니다. 섬광을 일으킬 질량조차도 갖지 못한 경우에는 백색왜성을 거쳐서 흑색왜성으로 삶을 마감하게 됩니다.

 

가벼운 주계열별에서 적색거성으로의 전환

가벼운 주계열별의 핵융합이 점차로 식어가면서, 그리고 수소보다 약 4배 정도 무거운 헬륨이 증가하면서, 지금까지 주계열별의 핵을 유지시키고 있던 정수 평형이 깨지게 됩니다. 주계열별이 핵융합이 완전히 중단되는 꺼진점 (turning-off point)을 지나면서는 일방적으로 우세해진 중력으로 인해 핵의 중력 붕괴가 시작됩니다. 중력붕괴로 인해 핵의 크기가 많이 수축되지만, 무한정으로 줄어드는 것이 아닙니다. 핵이 어느 정도까지 수축이 되면, 지금까지는 없던 반발력이 생기게 되기 때문입니다. 새로 생긴 반발력이 축퇴압입니다.

 

1) 적색거성의 겉껍질(envelope)

주계열별의 핵을 둘러싸고 있던 비활성 수소층이 갑자기 수축한 핵의 표면으로 떨어져 내리며, 압축되어 핵융합을 시작합니다. 핵융합의 열로 인해 수소층의 제일 바깥부분이 팽창하며 적색거성의 단계로 진입합니다. 팽창하는 겉껍질과 적색거성의 핵 사이는 거의 진공에 가깝습니다. 그래서 별들의 진화 단계에서 적색거성의 단계를 속빈 강정에 비유하곤 합니다. 이 시기에서는 겉껍질에서의 pp 반응을 제외하고는 어떤 핵융합 반응도 없기 때문에, 관찰되는 빛은 겉껍질에서 발산되어 나옵니다. 겉껍질은 나중에 핵융합이 중단된 후에는 행성성을 구성하게 되는데, 태양의 경우 지구의 궤도까지도 삼키게 됩니다

 

2) 축퇴상태(원자의 전기적 중성 + 원자의 가장 낮은 에너지 준위)

핵융합이 진행되는 동안에는 핵과 전자가 플라즈마 상태로 존재했지만, 중력압이 증가할수록 이온화된 핵과 전자 사이의 거리가 좁혀지면서 재결합하여 원자를 형성합니다. 그러나 축퇴는 몇 개의 전자들이 핵과 단순히 재결합하는 정도를 넘어서는 상태로서, 전자들이 제일 낮은 에너지 준위부터 차곡 차곡, 허용되는 모든 에너지 준위를 꽉 채운 상태입니다. 헬륨의 경우에는, 최대한 2개의 전자가 에너지 준위를 채울 수 있습니다. 이렇게 해서 플라즈마 가스의 상태에서 벗어난 원자는 가장 낮은 에너지의 상태로 돌아가게 됩니다.

 

3) 적색거성의 축퇴상태

이상 기체에 준한 기체들은 압력이 상승하면 온도가 증가하며 부피가 부풀고, 부피가 부풀면 온도가 되떨어지는 열적 평형 상태를 유지합니다. 축퇴 되지 않은 적색거성의 경우를 보면, 무거운 원소들이 합성될수록 중심부를 향한 압력이 증가하고 온도가 높아지면서 핵의 부피가 팽창하기 때문에, 온도가 다시 떨어지고 열핵융합 반응율이 감소합니다. 이런 과정이 중심부의 압력을 계속 증가시키면서, 축퇴상태에 이를때까지 지속됩니다.

그러나 축퇴 된 적색거성의 핵에서는 다른 현상이 발생합니다. 축퇴 된 적색거성의 핵을 구성하는 가스는 압력이 증가하면서 온도가 상승은 해도 부피가 팽창하지 않기 때문에 식지 않을 뿐 아니라, 증가한 온도가 핵의 내부에 쌓이게 됩니다.

 

4) 헬륨 섬광

적색거성의 겉껍질을 팽창시키면서 다시 시작한 비활성 수소층이 생성된 헬륨을 헬륨 핵에 계속 쌓게 되는데, 증가분의 질량압으로 인해, 축퇴된 핵의 제일 안쪽에서 작게나마 헬륨 핵융합이 발생합니다. 태양의 경우를 보면, 증가한 중력압 때문에 목성 크기의 약 2배이던 태양 핵의 크기가 지구 두 배 정도로 수축되어 밀도가 10° g/cm²에 이르고, 헬륨에 속한 전자들이 축퇴상태로 전환되어 헬륨 원자들은 가스라기 보다는, 더 이상 압축할 수 없는 액체처럼 행동하게 됩니다.

축퇴의 특성 때문에 조금씩 퍼져 가던 핵융합이 일정 이상 확장되면 순식간에 전체로 확 번지게 됩니다. 그 때 핵의 내부 온도가 몇 시간 내로 수억K의 온도로 급상승하게 되며 100조 개의 별들을 합쳐 놓은 것 같은, 또는 한 개의 은하계 전체의 밝기의 섬광으로 폭발을 하게 됩니다. 이런 폭발을 헬륨 섬광(0.8Mo 〈M 3Mo)이라고 합니다. 그러나 헬륨 섬광도 별 자신을 산산이 흩어 버릴 정도의 에너지는 방출하지 못하기 때문에 별은 온전히 존재하게 됩니다. 별 깊숙이 위치한 핵 내부에서 발생하는 헬륨 섬광은 핵 밖으로 뿜어져 나오지 않고 안쪽으로 파고들어 전자들의 축퇴 상태를 깨어 부수는 역할을 하기 때문에 실제적으로 관찰된 적은 없습니다. 핵과 전자 사이를 가깝게 밀착시켰던 압력에서 전자를 풀어주기 때문에 핵 자체가 팽창하며, 이후에 온도는 1억K로 다시 떨어지며 안정된 탄소 융합 반응이 시작되면서, 적색거성의 단계를 지나 수평가지별의 단계가 됩니다.