태양, 태양의 진화

태양과 태양의 진화(적색거성, 백색왜성, 흑색왜성)에 대해 설명하도록 하겠습니다.

태양이란

태양은 태양계의 중심에 있고 지구에서 가장 가까운 항성으로 나이는 약 46억만 년입니다. 태양의 지름은 약 139만 2천 km로 지구보다 109배 길고 질량은 지구의 약 33배, 부피는 지구의 144만 배입니다. 태양계 전체질량의 약 99.86%를 차지하고 태양 질량의 약 75%는 수소, 나머지 25%는 대부분 헬륨이며 2% 미만이 산소, 탄소, 네온, 철 등과 같은 무거운 원소로 구성되어 있습니다.

 

태양은 태양계의 중심에 있고 지구에서 가장 가까운 항성입니다.

태양의 탄생

우주에서 성간물질은 대부분 가스 입자와 미립자로 이루어져 있습니다. 이 성간물질은 주로 수소와 헬륨으로 구성되며, 수소가 대략 90%를 차지하고 헬륨은 10% 정도를 차지하며 무거운 원소도 약간 포함됩니다. 이런 성간물질은 중력의 영향으로 거대한 구름 형태로 뭉칩니다. 이러한 구름 형태를 성운이라고 부릅니다.

성간물질이 뭉쳐 밀도가 높아지면 중력에 의해 성운은 스스로 붕괴하기 시작합니다. 성운은 구의 형태로 수축하며 중심의 밀도가 증가하고, 이로 인해 밀도와 중력이 계속 증가하며 수축은 계속됩니다. 이렇게 밀도가 높아지면 원자들이 서로 충돌하면서 열에너지로 전환되어 성운의 중심 온도가 상승합니다.

성운은 두 가지 힘인 중력과 가스압, 회전 등의 에너지 간의 균형을 찾아가며 평형 상태에 도달합니다. 중력은 중심을 수축시키려 하고 가스압과 에너지는 중심 바깥으로 밀어내려고 합니다. 이 균형으로 인해 성운은 중력 수축이 멈추고 팽창하지 않는 상태로 남게 되며, 원시성이라고 불리는 고밀도, 고온의 구체로 태어나게 됩니다.

원시성은 태어났지만 계속 성장하며 중심은 수축하고 다시 커짐으로써 주변의 성간물질을 끊임없이 흡수하며 성장합니다. 이 과정에서 질량, 온도, 밀도가 증가하면서 원시성은 밝아지기 시작하며, 중심부 온도가 1000만도에 도달하면 핵융합 반응이 시작됩니다. 이것이 별의 탄생을 의미합니다.

태양과 같은 별은 핵융합 반응으로 주로 수소를 헬륨으로 변환하는 주계열성으로 분류됩니다. 이 과정에서 핵융합은 원자핵들이 서로 융합하여 더 무거운 원소로 변하는 반응을 의미합니다. 핵융합은 충분한 온도와 압력이 필요하며, 태양과 같이 초고온, 초고압 조건에서 발생합니다. 이러한 핵융합 반응으로 별은 엄청난 양의 에너지를 생성하며, 광자라는 빛과 열에너지 형태로 에너지를 방출합니다.

태양은 이러한 핵융합 반응으로 매우 많은 수소를 태워 헬륨으로 변환하며, 이로 인해 태양의 중심부는 계속 수축하면서 안정된 상태를 유지합니다. 태양은 이러한 과정을 50억 년 동안 지속하며, 현재는 주계열성으로 분류됩니다. 그러나 언젠가는 수소 소진이 시작되고 헬륨이 축적되면 중력과 핵력 간의 균형을 무너뜨리게 되어 다음 단계로 진화하게 될 것입니다.

태양의 진화

적색거성 

태양은 적색거성으로 진화하게 됩니다. 이 과정은 태양 중심의 수소 고갈로 시작됩니다. 중심핵은 중력에 의해 수축하며 밀도와 온도가 급격히 상승합니다. 이에 따라 중심핵 주변에서 핵융합이 시작되고, 이전에는 핵융합이 일어나지 않았던 지역에서도 핵융합이 발생합니다. 태양 중심에 축적된 에너지로 인해 압력이 상승하면서 태양은 크게 팽창하게 됩니다. 이것이 적색거성으로의 첫 번째 단계입니다.

적색거성으로 진화하는 과정에서 태양의 중심에는 헬륨 핵이 형성됩니다. 이 핵은 엄청나게 높은 밀도, 온도, 압력을 가지고 있어 중심핵 근처로 수소가 모이면서 핵융합이 재개됩니다. 이 핵융합은 이전에 일어난 것보다 훨씬 격렬하게 진행됩니다. 중심핵 주변의 대류층이 확장되어 핵융합 지역까지 포함됩니다. 이로 인해 핵융합에서 생성된 물질이 대류층으로 올라가면서 태양 대기와 섞이게 됩니다.

태양은 약 70억 년 후에 적색거성이 될 것으로 예상됩니다. 이 과정에서 태양은 크기가 크게 커질 것이며, 현재의 150배에 달하는 크기로 팽창합니다. 이로 인해 수성과 금성은 태양의 대기에 닿게 되어 매우 높은 온도로 가열되며, 최종적으로 태양에 흡수될 것으로 예측됩니다. 지구의 운명은 과학자들 사이에서 여러 의견이 나뉩니다. 태양과 지구 사이의 상호작용에 따라 지구가 흡수될 가능성도 있지만, 태양이 중력을 잃어 지구와의 궤도가 멀어질 가능성도 있습니다.

태양계의 다른 행성들도 태양의 진화에 영향을 받게 됩니다. 목성, 토성 등의 거대 행성은 태양에 잡아먹히지 않겠지만, 태양의 기조력으로 인해 분해될 것으로 예상됩니다. 태양계의 종말인 것입니다.

백색왜성

태양이 적색거성이 된 후 몇 억 년 후에 백색왜성으로 진화할 것입니다.

태양의 핵에서는 헬륨 중심핵 근처에서 수소 핵융합이 발생하며, 이로 인해 단 1초 동안에도 엄청난 핵융합 에너지가 생성됩니다. 이 에너지 양은 현대 인류가 백만 년 이상 사용할 수 있는 양과 비교될 정도로 엄청납니다. 태양은 계속해서 핵융합과 중력의 상호작용으로 수축합니다. 중심핵의 온도가 1억 도를 넘어가면 헬륨 핵융합이 시작되며, 헬륨 섬광이 발생합니다. 헬륨 핵융합에는 매우 까다로운 조건이 필요하며, 이 과정은 수소 핵융합보다 훨씬 높은 온도와 압력이 필요합니다. 헬륨 핵융합은 두 개의 헬륨 원자핵이 충돌하여 베릴륨 8이라는 불안정한 상태의 원자핵을 생성하는 복잡한 과정으로 진행됩니다. 이 과정은 헬륨 원자핵 3개가 거의 동시에 충돌해야만 성립합니다. 또한, 이 과정에서 탄소가 생성되며, 탄소와 헬륨이 충돌하면 일부 산소도 생성될 수 있습니다.

적색거성 단계를 마친 태양은 중심에서 헬륨을 계속 융합하며 수축합니다. 이로 인해 태양의 온도가 상승하며 수소 핵융합은 별의 가장자리에서 진행됩니다. 이러한 과정에서 태양은 핵력과 중력의 균형을 찾아 수축과 팽창을 멈추게 됩니다. 헬륨을 모두 소진하면 중력이 우세해져 별을 계속 수축시키고, 바깥 대기는 우주로 퍼져 나갑니다. 이 과정에서 태양의 물질들은 거리로 계산하면 약 1광년 정도까지 퍼져 우주에서 아름다운 행성상 성운을 형성합니다.

행성상 성운은 탄소, 질소, 산소와 같은 무거운 물질들을 우주로 내뿜으며 별의 진화에 중요한 역할을 합니다. 초기 우주는 대부분 수소와 일부 헬륨으로 구성되어 있지만, 태양의 핵융합으로 무거운 물질들이 생성되어 우주에 공급됩니다. 이 물질들은 성간 물질과 섞여 수소와 헬륨보다 무거운 원소의 양이 늘어납니다. 이러한 물질들이 모여 성운을 형성하며, 이러한 성운은 초기 금속 함량이 높아진 별의 진화에 영향을 미칩니다. 성운이 충분히 질량을 축적하면 핵융합이 재개되며, 이로써 새로운 별이 탄생합니다. 현재 은하에는 약 3천 개의 행성상 성운이 있지만, 이들의 수명은 매우 짧아서 관측하기 어렵습니다.

마지막으로, 백색왜성은 별의 중심핵만 남아 있고 핵융합이 진행되지 않는 상태인 별로, 열과 빛을 방출합니다. 백색왜성은 시간이 지남에 따라 냉각하며, 질량이 클수록 크기가 작아집니다. 백색왜성은 초대형 블랙홀에 끌려들거나 떠돌이 항성이 될 수 있으며, 이러한 진화 과정은 은하의 별 중 97%가 겪는 운명 중 하나입니다.

흑색왜성

백색왜성은 그 열과 에너지를 계속해서 잃어가며, 결국 잔열마저 완전히 사그라들어 절대영도 직전까지 떨어집니다. 이 단계에서 백색왜성의 핵은 다이아몬드와 유사한 결정체가 형성됩니다. 탄소는 저온 고압 환경에서 안정화되며, 백색왜성은 흑색왜성으로 진화합니다. 흑색왜성은 더 이상 어떤 빛이나 에너지도 내지 못하고 우주를 떠돌게 됩니다.

흑색왜성은 아주 약간의 전자기파만 생성하며, 이는 항성 최후의 단계를 나타냅니다. 흑색왜성의 표면 중력은 현재의 기술로는 견딜 수 없고, 채굴하기도 매우 어렵습니다. 이론상으로만 존재하는 별로, 아직 발견된 적은 없습니다. 흑색왜성은 이미 모든 에너지를 소모하여 자체적으로 빛을 발하지 않기 때문에 그 존재를 확인하기가 매우 어렵습니다.

또한, 백색왜성에서 흑색왜성으로 진화하는 데는 매우 오랜 시간이 걸립니다. 이러한 과정은 수백년에서 수백만 년에 이르며, 현재까지 관측된 흑색왜성은 없습니다. 우주의 나이가 대략 137억 년으로 추정되므로 학계에서는 흑색왜성이 현재 우주에 존재하지 않을 것으로 여겨집니다.