별의 일생: 주계열, 적색 거성, 백색 왜성, 초신성과 H-R도

모든 것은 질량이 정한다

별은 자기 중력으로 뭉쳐 있고, 뜨거운 내부의 압력 덕분에 무너지지 않는 기체 공입니다. 그 열은 중심핵의 핵융합에서 나옵니다. 태어날 때의 질량이, 조성의 작은 영향과 함께, 중심핵이 얼마나 뜨거워지는지, 얼마나 밝게 빛나는지, 얼마나 오래 사는지, 어떻게 죽는지를 정합니다.

헤르츠스프룽–러셀 도표

1910년경 에이나르 헤르츠스프룽과 헨리 노리스 러셀은 별을 밝기와 색에 따라 나타냈습니다. 오늘날의 형태에서는 세로축이 광도 (태양을 1로 하는 로그 눈금), 가로축이 표면 온도이며, 뜨거운 별일수록 왼쪽에 있습니다. 별의 광도, 반지름, 온도는 다음 식으로 이어져 있습니다.

L = 4πR²σT⁴, 즉 L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5,772 K)⁴

그래서 오른쪽 위의 별은 차갑지만 밝으니 거대하고 (거성과 초거성), 왼쪽 아래의 별은 뜨겁지만 어두우니 아주 작습니다 (백색 왜성). 별의 약 90%는 주계열이라는 대각선 띠 위에 있습니다.

주계열

주계열 별은 중심핵에서 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합을 합니다. 이는 별의 일생에서 가장 긴 단계이며, 띠의 어디에 있는지는 질량으로 정해집니다. 무거운 별은 뜨겁고 파랗고 밝으며, 가벼운 별은 차갑고 붉고 어둡습니다. 광도는 질량과 함께 가파르게 커져서, 태양 정도 이상의 별에서는 대략 L ≈ M^3.5입니다. 별의 연료는 질량에 비례하므로 수명은 대략

t ≈ 10¹⁰년 × M ÷ L

입니다 (M과 L은 태양 단위). 무거운 별은 연료가 많지만 그것을 훨씬 빨리 태웁니다.

태양 같은 별

준거성과 적색 거성: 중심핵의 수소가 바닥나면 핵융합은 그 둘레의 껍질로 옮겨 갑니다. 중심핵은 줄어들며 뜨거워지고, 바깥층은 부풀며 식습니다. 별은 적색 거성 가지를 올라가 태양 반지름의 100배 이상, 광도의 수천 배가 됩니다.
헬륨 연소: 약 1억 K에서 중심핵은 헬륨을 탄소와 산소로 바꾸는 핵융합을 시작합니다. 약 2 태양 질량보다 가벼운 별에서는 이것이 한꺼번에 일어납니다 (헬륨 섬광). 별은 약 1억 년 동안 더 작고 안정된 거성으로 줄어듭니다.
점근 거성 가지: 중심핵의 헬륨이 바닥나면 헬륨과 수소가 두 껍질에서 탑니다. 별은 더 부풀고 강한 항성풍으로 질량을 잃습니다.
행성상 성운: 바깥층이 빛나는 껍질이 되어 흩어지고, 드러난 뜨거운 중심핵이 수만 년 동안 이를 비춥니다.
백색 왜성: 지구만 하고 핵융합이 없는 중심핵이 수십억 년에 걸쳐 천천히 식습니다. 어떤 백색 왜성도 찬드라세카르 한계 (약 1.4 태양 질량)보다 무거울 수 없습니다.

무거운 별

약 8 태양 질량보다 무거운 별은 적색 또는 청색 초거성으로서 탄소, 네온, 산소, 규소 등 더 무거운 원소의 핵융합을 양파 같은 층에서 이어 갑니다. 단계마다 기간이 짧아져서, 규소는 하루쯤이면 다 탑니다. 핵융합은 철에서 멈춥니다. 철은 핵융합해도 에너지를 내지 않기 때문입니다. 철 중심핵은 1초도 안 되어 붕괴해 지름 약 20 km의 중성자별이 되고, 그 반동과 중성미자의 홍수가 별의 나머지를 날려 중심핵 붕괴 초신성이 되어 한동안 태양 10억 개만큼 밝아집니다. 약 20~25 태양 질량을 넘으면 중심핵이 더 붕괴해 블랙홀이 될 수 있습니다. 가장 무거운 별은 먼저 항성풍으로 바깥층을 잃고 뜨거운 볼프–레이에 별이 됩니다.

가벼운 별

약 0.35 태양 질량보다 가벼운 적색 왜성은 전체가 대류하므로, 새 수소를 중심핵으로 섞어 넣어 거의 전부를 태웁니다. 수명은 수조 년에 이릅니다. 빅뱅 이후 138억 년 동안 주계열을 떠날 시간이 있었던 적색 왜성은 아직 없습니다. 모형에 따르면 이들은 뜨거워져 '청색 왜성'이 되었다가 헬륨 백색 왜성으로 어두워질 것으로 예측됩니다.

계산 예

10 태양 질량의 별: L ≈ 10^3.5 ≈ 3,200 L☉이므로 t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3,200 ≈ 3 × 10⁷년입니다. 완전한 항성 모형으로는 약 2 × 10⁷년이 나와, 대략적인 법칙으로도 자릿수는 맞습니다.
적색 거성: L = 2,500 L☉, T = 4,200 K인 별의 반지름은 R = √2,500 ÷ (4,200 ÷ 5,772)² = 50 ÷ 0.53 ≈ 94 R☉로, 215 R☉인 지구 궤도의 크기에 가깝습니다.
백색 왜성: 태양은 약 0.109 × 1 + 0.394 ≈ 0.5 태양 질량의 백색 왜성을 남깁니다. 지금 반지름의 약 1.4%, 지구의 약 1.5배 크기입니다.
적색 왜성에서는 법칙이 맞지 않는다: 0.1 태양 질량에서는 L ≈ 0.0012 L☉이고 법칙으로는 약 9 × 10¹¹년이 나오지만, 모형으로는 수조 년이 나옵니다. 이 법칙은 중심핵의 수소만 탄다고 가정하기 때문입니다.

시뮬레이션 사용법

항성 진화와 H-R도 시뮬레이터에서 다음을 해 보세요.

태양을 따라가 보세요. 적색 거성 가지를 올라가고, 헬륨 연소로 내려오고, 점근 거성 가지를 올라가고, 행성상 성운으로 가로질러, 백색 왜성으로 내려갑니다.
0.5, 1, 2, 10 태양 질량에서 주계열에 머무는 시간을 비교하세요.
15 태양 질량을 고르면 적색 초거성, 초신성, 중성자별이 됩니다. 이어서 40을 고르면 볼프–레이에 별과 블랙홀이 됩니다.
0.1을 고르면, 이렇게 작은 별은 모두 아직 주계열에 있다고 결과에 표시됩니다.
백색 왜성이 식으며 도표 아래로 어두워지는 모습을 보고, 그 나이를 읽어 보세요.

모형의 가정

홑별이며, 조성은 태양과 같고, 자전도 동반성도 없다고 봅니다.
단순화한 경로: 각 단계는 발표된 모형을 바탕으로 한 점들을 잇는 도표 위의 직선입니다. 실제 경로는 구불거리고, 고리를 그리고, 되돌아갑니다.
주계열에 머무는 시간은 항성 모형을 바탕으로 한 표에서 가져오고, 주계열 광도는 구간별 질량–광도 관계를 따릅니다.
백색 왜성의 질량은 경험식 0.109M + 0.394 태양 질량을 따르며, 메스텔의 단순한 법칙대로 식습니다.
고정된 경계: 0.5 태양 질량 미만은 헬륨 백색 왜성, 8까지는 백색 왜성, 25까지는 중성자별, 25를 넘으면 블랙홀입니다.
중성자별과 블랙홀은 도표에 놓지 않습니다. 너무 작고, 처음에는 너무 뜨거워서 도표에 들어가지 않기 때문입니다.

경계 사례

0.1 태양 질량: 별은 지금까지의 우주 나이보다 수백 배 오래 삽니다. 그 뒤의 단계는 아무도 관측한 적 없는 예측입니다.
8 태양 질량 근처: 별은 무거운 산소–네온 백색 왜성이 되거나, 더 약한 전자 포획 초신성으로 끝날 수 있습니다. 시뮬레이션에서는 뚜렷한 경계에서 바뀝니다.
20~25 태양 질량 근처: 중심핵이 중성자별이 될지 블랙홀이 될지 확실하지 않고, 폭발이 거의 또는 전혀 없이 붕괴하는 별도 있을 수 있습니다.
40 태양 질량: 블랙홀의 질량은 별이 항성풍으로 얼마나 잃었는지에 달려 있으며, 여기서는 처음 질량의 4분의 1로 어림합니다.
초신성 단계: 별은 표시되지 않습니다. 몇 주 동안 태양 10억 개만큼 밝게 빛납니다.

모형이 맞지 않게 되는 경우

쌍성. 태양과 비슷한 별의 약 절반, 그리고 무거운 별의 대부분에는 동반성이 있습니다. 질량이 옮겨 가면서 바깥층을 빼앗기는 별도, 질량을 얻는 별도 있으며, 동반성에서 질량을 얻은 백색 왜성은 Ia형 초신성으로 폭발할 수 있습니다. 홑별 모형으로는 이런 운명을 보여 줄 수 없습니다.
질량 손실과 자전. 별이 항성풍으로 질량을 얼마나 잃는지, 얼마나 빨리 자전하는지는 불확실하며, 무거운 별의 경로와 운명을 크게 바꿉니다.
조성. 초기 우주의 별처럼 무거운 원소가 적은 별은 더 뜨겁고, 질량을 덜 잃으며, 더 큰 블랙홀을 남깁니다.
실제 경로. 헬륨 섬광, 중간 질량 별의 청색 고리, 점근 거성 가지의 열 펄스는 여기서 매끄럽게 다듬어져 있습니다.
아주 무거운 별. 약 130~250 태양 질량의 별은 질량 대부분을 유지하면 쌍불안정 초신성으로 완전히 날아가 아무것도 남기지 않을 수 있습니다.
백색 왜성의 냉각은 내부가 결정화하면 더 느려집니다. 메스텔의 법칙은 이를 무시합니다.

별의 일생과 헤르츠스프룽–러셀 도표