최근 수정 시각 : 2018-01-12 11:24:50

밀집성

파일:wiki_star_white_logo.png 항성 갈색왜성
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1. 개요2. 설명3. 종류4. 이론상 천체

1. 개요

密集星
밀집성은 별 내부 물질의 밀도가 보통의 별보다 압도적으로 큰 별들로, 백색왜성, 중성자별, 블랙홀이 있다. 그리고 여러 이론상으로 존재성이 점쳐지는 청색왜성, 흑색왜성 같은 천체들이 있다. 현대 천체 물리학 이론에 따르면 이들은 항성 진화의 마지막 단계들이며, 매우 극단적인 성질들로 잘 알려져있다.

2. 설명

항성들 각각은 중력에 의해 뭉쳐지며, 이 때문에 중심의 압력이 높아진다. 압력이 충분히 높아지면[1] 수소헬륨으로 핵융합하게 되며, 주계열성 단계에 진입한다. 주계열성은 수소 핵융합에 의한 복사압을 내놓아 중력에 의한 부피 수축과 평형을 이루며 크기를 유지한다. 항성이 사용할 수 있을 만큼의 수소를 모두 소진하면 중심부는 다시 중력에 의해 수축하기 때문에 중심부의 온도가 크게 상승한다. 이 때를 기점으로, 별의 질량과 중원소 함량에 따라 별의 운명이 달라진다.

3. 종류

3.1. 탄소-산소 백색왜성

중질량 항성(0.4~8 태양질량)의 경우, 중심핵 바깥쪽의 온도가 다시 수소 융합을 일으킬 만큼 높아지며, 수백만 년에서 20억 년에 걸쳐 다시 헬륨을 생산해내면서 중심 핵의 크기를 증가시킨다. 이 단계가 준거성 단계이다. 수소층의 크기가 커짐에 따라 항성의 외피층은 팽창하고, 표면 온도는 낮아져 붉은 색을 띠는 적색거성이 된다.

중질량 항성들 중에서도 초기 질량이 태양 질량의 1배~8배인 별들의 경우, 적색거성 단계에서 헬륨으로 이루어진 핵이 점점 무거워지고 압력도 높아지므로, 중심핵의 온도가 2억 K에 이르게 되어 중심부에서 헬륨 핵융합이 시작되며, 헬륨 핵융합이 별 전체에 퍼지는 '헬륨 섬광' 현상을 겪은 뒤 탄소와 미량의 산소를 생성하며 안정된다. 헬륨이 모두 고갈되고 나면 외피층은 항성풍으로 모두 날아가버리고, 탄소와 산소가 풍부한 핵만 남아 탄소-산소 백색왜성이 된다.

3.2. 중성자별

고질량 항성 중에서도 가벼운 축에 드는 항성(8 태양질량~25 태양질량)의 경우, 헬륨 핵융합이 끝난 뒤에는 탄소마저 융합하여 네온을 생성하며, 주계열성 단계에서 적색거성 단계에 진입했을 때와 마찬가지로 다시 팽창을 경험하여 적색 초거성이 된다.(무거운 축에 드는 고질량 항성들의 경우, 온도가 너무 높아 적색 초거성으로 진화하지 않고 청색 초거성이나 황색 초거성으로 진화한다.) 적색 초거성은 차례대로 네온, 네온이 고갈되고 나면 산소, 산소가 고갈되면 규소, 마지막으로 규소를 이용해 을 만들어낸다.

원자번호 26번 은 모든 원소들 가운데 (질량)/(핵자 수)가 가장 작은 원소이다. 즉, 철은 모든 원소들 가운데 가장 안정적인 원소이며, 이 이상의 원소를 융합할 경우 에너지를 생성하지 않고 오히려 에너지를 소모한다. 따라서 초거성은 철 이상의 원소를 만들어내지 못하며, 철로 된 핵이 태양의 1.44배 이상 커질 경우 핵융합을 통해 중력과의 평형을 이룰 수 없게 된다.

이 때의 중력은 너무나도 강력하기 때문에 전자 축퇴압이 이겨내지 못해 전자들이 핵의 양성자와 반응하며 중성자가 된다. 대량의 전자들이 양성자와 반응한 결과, 핵들은 서로 뭉쳐져 하나의 거대한 중성자 덩어리를 형성한다. 중성자들 사이의 중성자 축퇴압이 중력에 의한 붕괴를 막아내면 항성 중심핵의 수축은 이 과정에서 갑작스럽게 멈춰 중심핵으로 함께 떨어지던 외부 층이 핵과 충돌해 강력한 충격파를 형성하며, 별의 물질들을 1000억~1조 K의 극초고온 상태로 가열시킨다. 극초고온 때문에 별 전체에서 핵융합이 다시 일어나게 되며, 엄청난 에너지와 갑작스러운 핵융합에 의한 2차 충격파에 의해 별은 산산조각나며 흩어져 II형 초신성이 된다. 이상의 원소들은 이 때의 엄청난 에너지에 의해 생성된다.

3.3. 블랙홀

고질량 항성 중에서도 질량이 매우 크면(초기 질량 25 태양질량 이상, 중원소 함량이 높을 경우 이보다 무거워야한다.) 중력이 너무 막강해 중성자 축퇴압마저도 견딜 수 없게 된다. 이 상태에서는 중력 붕괴를 막을 수 있는 자연의 힘은 아무 것도 없게 되며, 결국 별의 중심부는 끝없이 수축하여 블랙홀이 된다.

4. 이론상 천체

4.1. 청색왜성

질량이 작은 적색왜성은 그 수명이 다해도 거성으로 부풀지 않고 그대로 축퇴되어 청색왜성으로 갈 것으로 예상하고 있다. 다만, 수명이 가장 짧은 적색왜성도 최소 800억년은 될 것으로 계산되기에, 이보다 나이가 적은 현재 우주에는 청색왜성이 존재하지 않는다.

4.2. 헬륨 백색왜성

저질량 항성의 경우, 질량이 작아 중심부의 온도가 수소를 다시 융합시키지 못할 정도의 별[2]들은 더 이상의 수소 핵융합에 의한 복사압을 내놓지 못하기 때문에 온도만 증가한 채로 계속 수축하며, 청색왜성을 거쳐 헬륨 백색왜성으로 축퇴된다. 청색왜성이 존재하지 않으므로, 당연히 헬륨 백색왜성도 현 우주에 존재하지 않는다.

4.3. 흑색왜성

백색왜성은 핵융합 반응에 의해 에너지를 생성하지 못한다. 따라서, 오랜 시간이 지나 발광하지 않을 만큼 식으면 흑색왜성이 된다. 이렇게 되는데 수백억년이라는 매우 긴 시간이 걸리기 때문에 아직까지 흑색왜성도 현 우주에는 존재하지 않는다.


[1] 약 80 목성질량(≒0.075 태양질량) 이상의 항성에서 수소헬륨으로 융합되기 시작한다. 질량 미달인 천체는 갈색왜성으로 분류된다.[2] 약 0.075~0.4 태양질량, 이들은 적색왜성이라고 불린다.