[천체특강 8]별의 진화-성간물질과 원시별

두 번째 소단원인 "별의 진화"입니다! 여기선 별의 탄생, 별의 진화, 별의 내부 구조, 별의 에너지원을 다루는데, 교과서에서는 거의 진화과정 따로, 별의 내부 구조 따로, 에너지원 따로 다루는데 이걸 엮어서 생각하는 게 중요해서 전 묶어서 다루도록 하겠습니다. 가벼운 별, 무거운 별 나눠서요.

여담으로 이 소단원은 핵물리학 연구에서 중요한 분야 중 하나입니다!(제 핵심전공이자 핵심연구분야가 별의 진화와 저에너지 핵물리학이라고 했었죠)

흠흠..이제 본론으로 돌아가서 성간물질과 원시별에 대해 우선적으로 다뤄보겠습니다.

성간물질은 천체 사이에 있는 먼지들을 이르는 말인데, 그 먼지가 빽빽히 모인 성운에서 먼지가 뭉치면서 원시별이 태어나요.

그렇기 때문에 성간물질의 물리량을 살펴보면, 밀도가 크고 온도가 낮습니다.

온도가 낮다는 사실을 중위권 학생들이 많이 오해하던데, 얘는 아직 스스로 핵융합해서 에너지를 만들 수 없어서 파장의 길이가 긴 적외선이나 전파를 주로 방출해요. 우리가 맨 앞에서 봤던 별의 물리량에서 빈의 변위 법칙을 보시면 온도와 파장의 길이는 반비례하죠? 파장의 길이가 긴지라 온도가 상대적으로 낮습니다. 또한 슈테판-볼츠만 법칙에 따라 에너지를 많이 방출하지도 않겠네요.

그래서 성운은 저온 고밀도 상태이며, 특히 온도가 더 낮고 밀도가 큰 성운인 암흑 성운에서 별이 정말 활발하게 태어납니다.

성운의 물리량과 별이 태어날 조건을 봤으니 이제 원시별이 어떻게 태어날지 볼 차례네요?

밀도가 클수록 원시별이 잘 태어난다고 했습니다. 밀도가 큰 곳에서 먼지들이 중력 수축을 하면서 원시별이 만들어지는데, 중력 수축이 되면서 원시별의 반지름은 줄어들어요. 반지름이 줄어들면, 우리가 지난 [천체특강]에서 봤듯 별의 반지름은 별의 온도의 제곱에 반비례한다는 사실(L=4πR^2ᆞσT^4)을 공부해서 알고 있기에, 이렇게 중력 수축을 하면서 원시별의 온도가 높아지면서 수소 핵융합을 하는 주계열성으로 진화하는거죠. 이 때 별의 물리량을 참고하면 광도가 작아진다는 사실도 알 수 있습니다. 반지름이 계속해서 줄어드니까요.

원시별도 물론 밖으로 밀어내려는 힘(기체에 의한 압력)이 존재하지만, 중력이 더 커서 계속 수축됩니다.

이 사실을 한 장의 그림에 나타내기 위해 우리가 H-R도를 [천체특강 7]에서 배웠고, 그 그림은

이겁니다.(참고서 그림 찍어올리고싶은데 저작권법ㅠㅠ...이미지출처는 경북대학교 천문대기과학과 강의자료)

수능에서는 이 그림을 주고 질량에 따른 광도, 온도, 반지름 변화를 물어볼 수 있어요.

그림을 보니까 질량이 무거운 별일수록 진화 경로는 길어보이는데 진화 시간이 짧다는 사실에 주의해주세요. 질량이 큰 별은 응축되는 양이 많지만, 그 속도가 빠릅니다. 게다가 저건 H-R도인지라 질량, 온도, 광도 변화지 시간은 언급된 게 없어요.

예를 들어 태양 질량의 100배인 별은 10^4년이 지나니까 바로 주계열 단계에 접어든 데 반해, 태양 질량의 0.5배인 별은 10^7년이 지나서야 주계열 단계에 접어든 걸 볼 수 있네요.

그리고 앞에서 얘기했듯 원시별이 태어날 때 온도는 올라가고 반지름은 짧아지는 걸 확인할 수 있으며 광도 변화도 볼 수 있습니다.(전반적으로 광도가 줄어드네요)

그리고 많은 학생들이 헷갈려했던 저 원시별이랑 (초)거성을 H-R도에서 어떻게 구분하는지 간단히 얘기해볼게요.

원시별 진화는 질량불문 모두 일어나지만, (초)거성의 진화는 태양 질량이거나(거성) 태양보다 무거워야(초거성) 일어나거든요. 또한 진화 경로가 조금 다릅니다. 

이게 원시별의 진화고

이게 거성으로의 진화예요. 특히 태양 질량과 비슷한 질량의 별의 광도와 반지름이 급격하게 바뀌며 무거운 별의 진화 경로가 좀 복잡하다는 특성이 있습니다.

(구체적인건 핵물리학 공부하시면 알 수 있어요ㅎㅎㅎㅎ자료 출처는 미국 천문학회 천체핵물리학 연구분과..)

이 부분은 어렵진 않지만 자칫 헷갈릴 수 있는 개념에 주의하셔야해요. 그 개념들을 지금까지 공부했던 별의 물리량과 연결해서 유기적으로 설명했습니다!