행성성운(行星星雲)

열로 인하여 팽창하던 헬륨 층은 팽창함에 따라 온도가 낮아지고, 온도가 낮아지면 수축을 일으켜 다시 온도가 올라가는 과정을 반복하면서 중심핵으로부터 완전히 분리되어 버린다. 중심핵으로부터 분리된 헬륨 층은 빠른 속도로 팽창하여 헬륨겉껍질이 되고 수소 핵융합을 계속하고 있던 별의 겉껍질을 더 바깥쪽으로 밀어내면서 행성성운(행성모양의 성운)을 형성한다. 이런 과정에서 수소 핵융합에 의해 겉껍질에서 합성된 헬륨이 헬륨겉껍질로 떨어지게 되며 이렇게 모인 헬륨의 양이 충분하면 폭발이 발생하게 된다. 이것을 헬륨 껍질 섬광이라고 하는데 이 섬광 때문에 갑자기 온도가 증가하면서 팽창과 수축을 반복하는 열 맥동이 발생하게 된다. 그리고 중심핵과 겉껍질사이에는 대류현상이 발생하여 여기서 만들어지는 탄소는 중심부에 남아있는 별로 떨어져 질량을 증가시킴으로서 별을 더 밝게 만드는 역할을 하게 되며 또 중심핵에서 생성된 탄소먼지들은 핵의 바깥쪽으로 배출되면서 겉껍질에서 이는 별 바람에 실려 우주공간에 흩어지게 된다. 그러다가 시간이 지남에 따라 중심부의 겉에 남아있던 수소마저 다 소진되면 대류현상이 중단되면서 행성성운은 중심부에 남은 별과는 완전히 분리된 상태가 된다. 이와 같은 행성성운으로 인해 별이 잃는 질량은 태양 정도의 질량을 가졌던 별의 경우 전체의 약 40% 정도가 되며 약 1만년 내에 모두 우주공간으로 흩어지게 된다.

백색왜성(白色矮星), 다이아몬드(diamond)별, 흑색왜성(黑色矮星)

한편 겉에 남아있던 수소마저 다 소비하고 모든 핵융합이 중단되어 탄소와 산소만 남은 중심부의 별은 중력으로 인하여 크기가 줄어들게 된다. 그런데 보통의 별은 질량이 클수록 중력이 크지만 핵융합반응도 마찬가지로 격렬하게 일어나 많은 열을 발생시키기 때문에 평형을 이룰 수 있으나 이 별은 핵융합반응이 일어나지 않기 때문에 중력과 축퇴압이 균형을 이룰 때까지 줄어들며 질량이 클수록 중력도 커서 부피는 더욱 작아지게 된다. 이러한 단계가 된 별은 초기에는 잔류 열과 함께 수축 때 발생하는 열로 인하여 빛을 발하기 때문에 백색왜성(작은 별)이라고 하며 태양과 비슷한 질량을 가졌던 별의 경우 수십만 분의 일로 줄어들어 지구만한 크기가 된다.

이와 같이 탄소가 주성분인 백색왜성은 엄청난 압력으로 인하여 탄소의 대부분이 다이아몬드로 바뀌기 때문에 다이아몬드별이라고도 하며 2004년 지구로부터 50광년 떨어진 센타우루스 자리에서 이런 별이 발견되었다 하여 해외토픽이 되기도 하였다. 그러나 백색왜성은 초기에는 행성성운에 가려 보이지 않다가 행성성운이 팽창하여 엷어지면 서서히 모습을 드러내게 되며 행성성운이 우주공간으로 흩어져버리면 홀로 남게 된다. 백색왜성은 시간이 지남에 따라 식어가면서 노란빛을 방출하다가 붉은색으로 바뀌게 된다. 그리고 더 식게 되면 아무런 빛도 발하지 않게 되며 이 단계를 흑색왜성이라고 한다. 흑색왜성은 고체 상태로서 우주에 남게 된다.

적색왜성(赤色矮星), 갈색왜성(褐色矮星) 기타

이상은 질량이 태양의 1.4배 이하인 별들이 일반적으로 겪게 되는 일생이지만 이러한 일생을 겪으려면 아기별의 질량이 적어도 태양의 25% 이상은 되어야 한다. 아기별의 질량이 태양의 25%보다 작지만 8%보다는 클 때에는 수소 핵이 헬륨 핵으로 합성되는 핵융합이 어느 정도 활발하게 일어나며 표면온도도 4,000°K까지 이르기는 하지만 그 다음 단계인 적색거성으로까지 진화하지는 못한다. 이런 별들은 크기가 작고 온도가 낮아 붉은색을 띠기 때문에 적색왜성이라고 부른다. 적색왜성은 서서히 연료를 소모하면서 수백억년 내지 수천억년을 살 수가 있다. 적색왜성은 주계열별에 포함되기는 하지만 가장 막내라고 볼 수 있으며 헬륨으로 된 백색왜성이 되었다가 흑색왜성으로 일생을 마치게 된다.

그리고 어린별의 질량이 태양의 8%보다 작지만 1%보다는 클 때에는 약간의 핵융합이 일어나며 표면온도는 2,500°K 정도가 되어 초기에는 중력수축이 지연되고 어느 정도는 빛을 발산하는 갈색왜성이 된다. 갈색왜성의 중심부에서는 핵융합 대신에 급격한 수소들의 들끓음, 즉 대류현상이 발생하고 이로 인하여 자전운동을 하게 되며 자기장도 발생시킨다. 갈색왜성은 빛을 발산한지 수백만 년이 지나면 다시 서서히 중력수축을 일으키게 되고 그로 인하여 열을 발산하며 식어가서 행성과 같은 별이 된다. 만일 처음에 모인 질량이 태양의 1%에도 못 미치면 그것은 스스로 빛을 내는 별로 진화하지 못하고 행성이 되어 버린다.

쌍둥이별(쌍성계/雙星系)과 신성(新星)폭발

우주 공간에는 외롭게 혼자 있는 별들보다는 태양처럼 행성들을 거느리고 있거나 짝을 이루어 서로 상대별의 주위를 공전하면서 쌍둥이로 존재하는 경우가 많으며 이들의 공전주기는 매우 짧아 90분부터 14시간까지 정도이다. 이런 쌍둥이별들이 둘 다 주계열별로 지낼 때에는 서로 별다른 영향을 미치지 않는다. 그러나 그 중 수명이 짧은 더 무거운 별이 적색거성으로의 길로 들어서게 되면 계속 팽창하는 겉껍질이 상대별과 점점 더 가까워지면서 중력이 더 큰 상대별에게 겉껍질을 이루고 있는 물질을 빼앗기게 된다. 이렇게 물질을 계속 빼앗긴 별은 백색왜성이 되고 계속 물질을 받아들인 상대별은 노화가 촉진되어 적색거성의 길로 들어서게 된다. 그리고 이번에는 반대로 새로 적색거성이 된 별의 겉껍질을 이루고 있던 물질들이 백색왜성으로 끌려가지만 그 후의 상황은 백색왜성의 자기장(磁氣場)에 따라 달라진다.

먼저 백색왜성이 자기장을 가지지 않았거나 약한 경우에는 적색거성에서 끌려온 물질들이 백색왜성 주위에 납작한 유입원반(流入原盤)을 형성한다. 이 유입원반과 백색왜성과의 경계를 이루는 곳은 적색거성의 겉껍질을 이루고 있던 수소로 되어있기 때문에 수소의 바다라고 한다. 그런데 백색왜성은 축퇴로 상당히 압축되어 있는 상태이기 때문에 중력이 커서 백색왜성의 표면으로 끌려오는 물질은 엄청나게 가속되며 그 에너지로 인하여 표면의 온도는 수백만°K에 이르게 된다. 그리고 이런 외부의 물질들이 백색왜성의 표면에 쌓이게 되면 중력압에 의해 다시 수소 핵들이 핵융합반응을 일으켜 표면이 갑자기 밝은 빛을 발산하게 되며 이런 현상이 새로운 별로 오인되어 신성폭발(新星暴發)이라는 이름이 붙게 되었다. 신성폭발 때는 별의 밝기가 십만 배 정도 증가하기도 하며 표면온도는 약 1억°K 정도에 달하게 되었다가 수개월에 걸쳐 점점 어두워져 본래의 상태로 되돌아간다.

그런데 경우에 따라서는 적색거성에서 끌려온 물질들이 백색왜성까지 끌려가기 전에 유입원반에 과다하게 쌓여 한계밀도에 달함으로서 폭발을 일으키기도 하며 이런 폭발은 폭발의 규모가 작아 왜신성(矮新星)폭발이라고 한다. 또 여건에 따라서는 신성폭발이 한 번에 그치지 않고 여러 번 되풀이되는 경우도 있으며 이를 재신성(再新星)폭발이라고 한다. 한편 백색왜성의 자기장이 강할 경우(1천만 가우스 이상)에는 적색거성에서 끌려온 물질들이 유입원반을 형성하지 않고 직접 백색왜성의 표면으로 떨어지기 때문에 왜신성폭발은 일어나지 않는다.

신성폭발 때에는 적색거성과 마찬가지로 겉껍질이 부풀어 오르면서 많은 양의 무거운 원소들을 우주공간에 방출하는데 그 속도가 크게는 초속 3,000km에 이르며 한편으로는 수소가스가 백색왜성으로 끌려들어가 열핵융합반응을 일으킨다. 이 열핵융합반응은 온도가 1억 5천만°K 이상일 때 일어나며 탄소와 산소와 질소(窒素)가 순환하다가 복잡한 과정을 거쳐 최종적으로는 네온(neon/Ne)의 동위원소들과 플로린(fluorine/F)을 합성하는데 이를 뜨거운 CNO순환과정이라고 한다. 한편 백색왜성이 신성폭발을 일으키지 못 할 정도로 작거나 또는 신성폭발로 대부분의 질량을 잃어 더 이상 신성폭발을 일으킬 수 없게 되었을 때에는 차차 식어 흑색왜성이 된다. 그리고 백색왜성에게 겉껍질을 모두 빼앗긴 적색거성의 핵 역시 백색왜성이 되었다가 흑색왜성이 되는 길을 걷게 된다.