별 이야기

별 이야기

먼저 성간 물질인 가스나 먼지가 모이면서, 별들의 공장으로 알려진 성운이 만들어집니다. 이때 서로 잡아당기는 인력 작용으로 생긴 중력 수축 현상으로 인해 내부 압력이 증가하게 되고 별이 되기 이전 단계인 고밀도와 고온의 원시성 생성됩니다. 이 원시성은 더 많은 물질을 모으며 회전하면서 밀도가 계속 상승하다가 어느 시점에 이르러 원자 열핵융합을 거쳐 스스로 빛과 열을 방출하는 별이 됩니다.

 

그 후 별은 일생 중 90%의 시간을 보낸다는 주계열성 단계를 거치는데, 이때 별의 중심에서 수소를 헬륨으로 전환하는 핵융합이 일어납니다. 이 단계의 특징은 중심부로 수축하려는 중력과 외부로 팽창하려는 기체 압력 사이의 힘이 비슷해지면서 정역학적 평행상태를 경험한다는 것입니다.

 

주계열성 단계 이후 태양과 비슷한 크기의 별은 핵에서 융합하던 수소가 거의 다 소진되어 핵융합이 정지되며 별 생애 마지막 10%가량을 차지하는 적색거성이 됩니다. 이 단계에서는 별의 부피가 팽창하면서 에너지 파동으로 바깥 부분이 없어지고 중심부의 핵만 남아 백색왜성을 형성합니다. 태양의 직경보다 적어도 3배 이상 큰 적색 거성은 적색 초거성으로 분류되며 내부의 핵반응이 멈추고, 온도와 압력의 감소로 인한 수축 현상으로 폭발해 우주 도처에 많은 물질을 퍼뜨립니다. 이처럼 대부분의 항성은 인간과 마찬가지로 탄생, 성장, 죽음을 경험하는 생명주기를 경험합니다.

 

별과의 거리는 어떻게 측정할 수 있을까?

우주에서 별과 별의 거리를 측정할 때 광년이라는 단위를 사용합니다. 기호는 ly(light tear)로 1광년은 진공상태에서 1년(365.25일) 동안 빛이 이동한 거리를 나타내게 됩니다. 광년이라는 개념이 일상에서는 사용되지 않지만 거리를 측정할 땐 필수로 사용하게 되는 단위입니다.

 

천문학자들은 별과 지구 사이의 거리를 측정할 때, 시차(관측 위치에 따른 물체의 위치나 방향의 차이)를 이용합니다. 지구가 태양 주변을 공전하기 때문에 지구 가까이에 있는 항성들은 그보다 멀리 떨어진 별들에 비해 자신의 위치를 이동하는 것처럼 보입니다. 이것을 시차 이동이라고 부르는데 천문학자들은 그 이동 거리를 관찰하고 지구 궤도의 지름을 계산해서 하늘 위에 펼쳐진 시차 각을 계산할 수 있습니다. 이때 시차 이동 거리가 짧을수록 별과 지구 사이의 거리는 멀어지게 됩니다.

 

이 계산은 지구와 별의 거리가 수백만 광년 내의 별에서만 정확한데 그 이유는 별들이 그 이상 멀리 있는 경우 측량하기에는 시차 거리가 너무 짧아지기 때문입니다. 100광년 이상 멀리 떨어져 있는 별의 거리를 측량하는 방법은 세페이드 변광성을 이용하는 것입니다. 여기서 변광성이란 시간에 따라서 밝기가 변하는 별을 말하며, 종류에 따라 식변광성, 폭발변광성, 맥동변광성으로 나누어집니다. 세페이드 변광성은 맥동변광성으로 주기가 1일 미만에서 50일가량이며, 변광 주기(별 밝기의 극소에서 다음 극소까지 또는 극대에서 다음 극대까지의 시간 간격)가 길어질수록 색은 밝아지기 때문에 주기와 광도의 상관관계를 통해 절대 광도를 알아내어 세페이드 변광성이 위치한 은하와 성단까지의 거리를 측정할 수 있습니다.

 

천문학자들은 시간이 지나면 이 별들의 밝기가 바뀌는 성질을 이용하여 정확한 밝기를 알아내고, 겉보기 밝기(주관적인 밝기)와 절대 광도를 비교해서 별과의 거리를 측정할 수 있습니다. 이 방법은 1912년 미국의 천문학자 헨리에타 리비트가 발견한 것으로, 20세기 초기에 많은 구상 성단의 거리를 밝혀내는 데 이용되었습니다.