별과 우주 1강. 별의 일생: 우리는 별의 재다
당신의 몸속 탄소와 철은 지구에서 만들어지지 않았습니다. 수십억 년 전에 죽은 별의 유해입니다.
풀고 시작
성운이 수축하면 별이 켜진다
별은 어떻게 태어날까요? 텅 빈 곳에서 갑자기 생기지는 않습니다. 우주 공간에 퍼져 있는 거대한 가스와 먼지의 구름, 즉 성운(nebula)이 재료입니다. 성운의 어느 부분이 충돌이나 근처 초신성의 충격파로 조금 더 빽빽해지면, 중력이 그 부분을 안으로 끌어당기기 시작합니다. 수축할수록 중심부는 뜨거워지고, 온도가 약 1000만 도에 이르면 수소 원자핵들이 융합해 헬륨이 되는 핵융합이 점화되죠. 이 순간 별이 태어납니다. 핵융합이 뿜어내는 바깥 방향의 압력과 중력이 균형을 이루면 별은 안정됩니다. 별의 일생이란 결국 이 두 힘의 줄다리기 이야기입니다.
주계열: 질량이 운명을 결정한다
수소를 태우며 안정적으로 빛나는 시기를 주계열(main sequence) 단계라고 부릅니다. 태양은 지금 이 단계에 있고, 별은 일생의 대부분을 여기서 보내죠. 그런데 직관과 반대로, 연료가 많은 무거운 별일수록 수명이 짧습니다. 질량이 크면 중심부 온도가 높아 연료를 훨씬 빠르게 소모하기 때문이죠. 태양은 약 100억 년을 살지만, 태양보다 20배 무거운 별은 수백만 년 만에 연료를 소진합니다. 태어날 때의 질량 하나가 별의 밝기, 색, 수명, 죽는 방식까지 결정하는 겁니다.
두 갈래의 죽음
중심부의 수소가 바닥나면 균형이 무너집니다. 태양 정도의 별은 외곽이 부풀어 적색거성(red giant)이 되고, 바깥층을 우주로 서서히 날려 보내 행성상성운을 만든 뒤, 지구만 한 크기에 태양의 질량이 눌러 담긴 백색왜성(white dwarf)으로 식어 갑니다. 반면 태양보다 약 8배 이상 무거운 별은 중심에서 헬륨, 탄소, 산소를 거쳐 철까지 융합을 이어 가다가, 철에서 융합이 에너지를 내지 못하게 되는 순간 중심핵이 붕괴하며 초신성(supernova) 폭발을 일으키죠. 남은 중심핵은 밀도가 극단적인 중성자별이 되거나, 더 무거우면 빛조차 탈출하지 못하는 블랙홀이 됩니다.
여기서 유명한 일화가 있습니다. 1930년 열아홉 살의 인도 청년 찬드라세카르(Chandrasekhar)는 영국 유학길의 배 위에서, 백색왜성이 버틸 수 있는 질량에 상한(약 태양 질량의 1.4배)이 있음을 계산했습니다. 당대 최고 권위자 에딩턴은 이 결론을 공개적으로 조롱했지만, 찬드라세카르 한계는 결국 옳았음이 인정되었고 그는 1983년 노벨 물리학상을 받았죠.
우리는 별의 재다
빅뱅 직후의 우주에는 수소와 헬륨(그리고 극미량의 리튬)뿐이었습니다. 그렇다면 우리 몸의 탄소와 철은 어디서 왔을까요? 탄소, 산소, 철 같은 무거운 원소는 모두 별 내부의 핵융합과 초신성 폭발, 그리고 중성자별끼리의 충돌에서 만들어져 우주로 흩뿌려졌습니다. 그 잔해가 다시 뭉쳐 태양과 지구, 그리고 우리 몸이 되었죠. 천문학자 칼 세이건은 이를 "우리는 별의 재(star stuff)로 만들어졌다"라는 문장으로 요약했습니다. 시적인 수사가 아니라 핵물리학이 확인한 사실입니다. 다음 강에서는 이런 별 수천억 개가 모인 단위, 은하로 시야를 넓힙니다.
인출 문제
생각해볼 질문 (정답 없음)
- 태양이 약 50억 년 뒤 적색거성이 된다는 사실은, 인류 문명의 초장기 계획에 어떤 의미가 있을까요.