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|  | 별의 생성과 소멸 |  | |
| 별의탄생
별이 태어나는 곳은 차가운 먼지 구름 속이다. 편의상 구름이라고 부르기는 하지만 그 곳은 지구에서 말하는 진공보다 훨씬 더 비어 있다. 입자들이 아주 성기게 모여 있기 때문이다.
그런데 그 성운 속에서 몇개의 입자들이 서로 뭉치는 일이 벌어지고, 그 뭉친 덩어리에서 별의 탄생이 시작된다. 덩어리는 다른 입자들을 더욱더 끌어당긴다. 입자들의 집단은 차츰 거대해지고 어느 순간 중력이 그 필연적인 작용을 일으키기 시작한다. 구름은 마침내 붕괴되고 만다. 이제는 물질이 내부로 몰려든다. 구름이 점점더 조밀해지고, 더욱더 압축된다. 온도가 올라가면서 드디어 그 무정형의 안개가 하나의 원시별로 수축된다.
종종 이 원시별을 관측하는 작업이 가능할 때도 있다. 비록 먼지로 이루어진 고치 안에 숨어 있어 가시광선이 차단 당하고 있기는 하지만. 자외선으로 관측할 때는 빛을 발하는 성운 상태의 물체에 어렴풋이 비치는 개별적인 점들로 원시별이 나타나기도 한다. 원시별을 가르는 상태의 물질을 복 글로뷸(Bok Globule)이라 부르는데, 이는 네덜란드의 천문학자 바르트 J.복(Bart J.Bok)의 이름을 딴 것이다.
그런데 그 원시별 속에서도 붕괴는 계속 진행된다. 원자들이 격렬히 충돌하고 가스들이 작열하기 시작한다. 그리고 그 온도가 1,600a만 K(절대온도)가까이 되면 핵융합은 시작된다. 전자를 잃어버린 수소 원잗르이 서로 무섭게 충돌하면서 헬륨으로 바뀌는 것이다. 그런데 이 반응이 시작되는 시간은 별의 크기에 따라 다르다. 태양 크기의 별이라면 연소를 시작할 때까지 수백만년의 세월이 걸리겠지만, 태양의 15배 정도 크기를 가진 원시별은 불과 1만년- 우주 시각으로 볼 때에는 거의 눈깜짝 할 시기-이면 핵융합을 시작한다. 그리고 바로 그 순간 별이 탄생한다.
얼마후, 중력과 핵융합의 에너지가 균형을 잡으면 별이 일종의 평형 상태에 도달하게 된다. 천문학자들은 별의 일생 중에서 이 길고도 별 활동이 없는 성인기를, 별의 인구 통계학을 나타낸 H-R 도표에 따라 ˝주계열(main sequence)˝라고 부르고 있다.
그렇다고 별이 주계열에 영원히 머무는 것은 아니다. 별의 일생은 죽음의 방식과 마찬가지로 단 한가지 사항, 즉 질량에 달려 있다. 은하수에 있는 별의 88%가 넘는 대다수의 평범한 별들이 태양보다 차갑고 희미하면서 작다. 그런데 작은 별들은 더 크고 더 밝은 별들보다 자신의 연료를 아껴 쓰면서 상대적으로 더 오래-대략 한 5천억년 정도-산다.
만약 천문학자들이 믿는 것처럼 우주가 젊다면, 약 100억년에서 200억년 사이 이 작은 별들 가운데 아직도 죽은 별이 하나도 없는 셈이 된다. 반면에 큰 별들은 짧게 살고 일찍 죽으며 대폭발도 함께 사라진다.
별의 죽음
별의 내부에서 핵융합이 진행됨에 따라 별의 중심에는 점차 무거운 핵들이 형성된다. 그리고 별의 핵융합이 종결되면, 핵융합에 의한 압력과 중력 사이의 균형이 깨지게 되어, 별은 냉각되면서 수축하기 시작한다.
(1) 백색 왜성(white dwarf)
별이 중력에 의한 수축을 하게 되면, 별을 이루는 원자들 사이의 거리가 줄어들게 된다. 이때 원자들 사이에 작용하는 중력은 전자기적인 반발력보다 훨씬 세기 때문에, 원자의 구조가 깨지게 되어 원자핵들끼리 뭉쳐진 별이 된다. 그리고 전자들은 별 전체에 고르게 분포하게된다. 이런 상태에서는 전자들 사이에 파울리 배타원리가 적용되어 전자들이 더 이상 가까워지지 못한다. 즉, 전자들 사이의 반발력과 중력이 균형을 이뤄 별이 더 이상 수축하지 않는 상태가 된다. 이런 상태의 별을 백색 왜성이라 한다.
다만, 질량이 약 1.4M⊙ [찬드라세카의 한계(Chandrasekhar limit)]이하의
별만이 안전한 백색왜성이 될 수 있다.
(2) 중성자별(neutron star)
별의 질량이 1.4M⊙이상이 되는 별에서는 중력이 파울리 배타원리에 의한 반발력보다 더 커지게 된다. 그렇게 되면, 원자핵 내부에서 역-베타 붕괴가 일어난다.
위의 역-베타 붕괴가 일어나게 되면, 별은 중성자들로만 이루어진 중성자별이 된다. 이러한 별은 중성자들 사이에 작용하는 배타원리에 의한 반발력에 의해 지탱될 것이다. 즉 중성자 사이의 배타원리에 의한 반발력이 중력과 균형을 이뤄 안정된 중성자별이 되는 것이다.
(3) 블랙홀(black hole)
질량이 3M⊙이 넘는 별은 배타원리에 의한 반발력이 더 이상 중력을 지탱할 수 없기 때문에, 계속 수축을 하게 되어 무한대의 밀도로 붕괴하게 된다. 그렇게 되면 중력이 매우 커져 결국에는 빛조차도 빠져 나올 수 없는 시공의 영역이 생기게 될 것이다. 이것이 별의 또 다른 최종상태인 블랙홀(black hole)이다.
빅뱅이론은 이렇습니다.
상대성 이론은 우주가 정상 상태를 유지하고 있는 (즉 팽창도 수축도 하지 않는) 닫혀진 4차원 시공(한 점에서 출발해서 직선방향으로 계속 나아가면 원위치에 돌아오는 구조)이라고 예측합니다.
우주 팽창설은 처음에는 도플러 효과를 근거로 주장되었습니다. 우주의 끄트머리에서 관측되는 별들의 색깔이 불그스름하게 보인다는 거지요. 이걸 ˝적색편이(red shift)˝라고 하는데요. 빠른 속도로 관측자에게서 멀어지고 있다는 증거입니다. 모든 방향의 별들이 똑같이 적색편이를 보이므로 우주는 팽창하고 있다고 결론내린 거지요.
이제 우주 팽창은 빅뱅(Big Bang)의 귀결로 받아들여집니다. 빅뱅 이론이 몇 가지 결정적인 증거에 의해서 천문학자, 우주론자들에 의해서 정설로 인정되면서 부인하기 어려운 사실로 된 거지요. 빅뱅설이 맞다면 우주는 그 태초의 폭발에너지가 소진하기까지는 팽창하고 있어야지요. 이렇게 팽창하여 폭발의 에너지가 완전히 소진하고 엔트로피가 극대점에 이르면? 그럼 우주는 열사(heat death)를 겪을 거라는 설도 있구요. 팽창하는 힘이 어느 정도 선 이하로 작아지면 그때에는 별들의 중력이 작용하여 다시 수축하기 시작할 거라는 설도 있습니다.
빅뱅설에 대한 경험적 증거란, 1970년대인가요...? 벨 연구소에서 관측한 마이크로파 배경복사(microwave background radiation)을 말합니다. 우주의 모든 곳에, 그 어떤 항성 에너지도 도달하지 않는 곳에도 극미한 열이 있다는 겁니다. 책에 따라 조금 다르지만 그 열이란 대개 절대온도 2도~4도 정도라고 합니다. 우주 전체에 이런 미열이 깔려 있는 거예요. 이전에 빅뱅 이론과 경합하던 다른 우주론 (정상상태론?)은 이런 사실을 예측하지 않습니다. 빅뱅이론만이 이것을 예측하지요. 따라서 빅뱅이론이 경합에서 이긴 겁니다. 그 후에 1990 몇년에 우주의 변방부근에서 물질의 파동(wave of matter)이 관찰됨으로써 빅뱅이 일어난 후에 왜 물질-에너지가 고르게 분포되지 않고, 어느 위치에서는 밀집하여 별이되고 어느 위치에서는 허공이 되었는가...를 설명할 수 있게 되었다고 합니다.
by http://starnspace.new21.org/html/preindex.htm |
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