같은 별이면서도 어떻게 주계열성, 거성, 백색왜성 등 여러 가지 종류로 나뉠까요? 별이 일생동안 광도와 표면온도가 어떻게 변화하는지를 알아야 이 의문에 답할 수 있습니다. 현재 항성의 일생은 질량과 화학조성 값이 주어지면 수치모델에 의해 시뮬레이션할 수 있습니다. 우리는 아래에서 주계열성과 항성의 진화 및 소멸에 대해서 알아볼 것입니다.
주계열성
항성은 우주 공간에 있는 가스나 먼지로 이루어진 성간 물질이 모여 중력적으로 수축해서 생깁니다. 수축에 의해 중심부는 압축되어 고온이 되어 별로서 빛나기 시작하는데, 이 단계를 '원시별'이라고 합니다. 이 사이 반경이 점점 작아지다가 마침내 중심부가 충분히 고온이 되면 핵융합 반응에 의해 4개의 수소 원자핵이 1개의 헬륨 원자핵으로 변하는 반응이 일어납니다. 이 단계에 있는 것이 바로 주계열성입니다.
항성은 일생 대부분의 기간을 주계열성으로 보냅니다. 이 기간은 안정되어 있고 광도나 표면 온도도 거의 변화하지 않기 때문에, 많은 항성을 무작위로 뽑아 HR도(색등급도)를 만들어보면 주계열로 가장 많이 모이게 됩니다. 주계열성은 질량 차이에 따라 광도와 표면 온도가 조금씩 다르기 때문에 계열을 이루는데, 질량이 큰 주계열성일수록 광도가 밝습니다.
주계열성 이후 항성의 진화
중심부의 수소가 소비되어 헬륨이 쌓이면, 항성은 내부의 중력과 열의 균형을 맞추기 위해 반경이 커져 거성으로 가는 길을 걷습니다. 이 거성으로의 팽창 단계는 별의 일생으로 볼 때 매우 짧습니다. 거성이 된 항성은 중심부에서 3개의 헬륨 원자핵이 결합해 탄소 원자핵이 되는 핵융합 반응을 일으키게 됩니다. 이윽고 중심부의 헬륨이 소비되어 탄소가 쌓이면 반경이 더 커져 초거성이 되고, 탄소 원자핵이 네온 원자핵과 마그네슘 원자핵이 되는 핵융합 반응을 일으킵니다.
항성의 소멸
질량이 태양의 몇 배 이하인 별에서는 이후 바깥층 부분을 천천히 방출해 행성상 성운을 형성하고, 고밀도의 중심 부분은 여열로 빛나면서 백색왜성이 됩니다. 그리고 서서히 식어 생을 마감하게 됩니다. 반면 질량이 태양의 몇 배가 넘는 별에서는 핵융합 반응이 계속되어 중심부에 철이 쌓이게 되고, 별 전체가 불안해져서 초신성 폭발을 일으키며 별은 화려하게 생을 마감하게 됩니다. 여기서 초고밀도의 심은 남아서 중성자별이 됩니다. 폭발 전 별의 질량이 태양의 수십 배나 될 경우, 심지는 블랙홀이 됩니다. 폭발로 흩어진 가스는 다시 성간물질로 되돌아갑니다.
결론: 태양은 어떻게 될까?
질량이 큰 별일수록 핵융합 반응이 심해 연료 소비가 두드러지기 때문에 별의 수명은 짧습니다. 주계열성으로서의 태양의 수명은 약 100억 년으로 계산되고 있습니다. 현재 태양의 나이는 태양계의 연대 측정에서 약 46억 년으로 추정되고 있으므로 아직 50억 년 이상은 주계열성인 채로 있을 것으로 보입니다.
