2째주 4부 강의 입니다. 이번회 내용은 사진찍어서 뭐하게?에 대한 답입니다. 천체 사진은 멋진 예술 사진을 넘어 과학적 기록이죠. 그리고 별이 빛나는 에너지 원인 핵융합 반응과 그 끝에 생성된 물질들. 결국 우리는 모두 별에서 왔다는 사실을 이야기 합니다.
광각, 고선명, 고감도 사진기술에 힘입어 우주 사진을 얻게 되었습니다. 이번 편에서는 이 사진으로 뭘 할 수 있는지 보여줍니다. 사진에 담긴 별의 색과 밝기 정보만 가지고 별의 일생을 밝혀 낼 수 있습니다.
위의 사진은 허블 우주망원경에서 찍은 오메가 쎈타우리 성단의 모습입니다. 이런 사진을 찍을 수 있는 것은 과학 기술발전의 덕분이죠. 이 사진에 담긴 별들을 밝기와 색으로 분류하여 HR도에 표시하니 아래 그림 처럼 된 것입니다.
주계열 별이 압도적으로 많죠. 주계열에서 이탈한 적색거성 보이는 군요. 적색거성은 약 120억년쯤 되었을 겁니다. 새로 생겨나는 별보다 태양처럼 한창 때인 별들이 압도적으로 많습니다.
[참고] 오메가 쎈타우리/Omega Centauri
http://en.wikipedia.org/wiki/Omega_Centauri
H-R도를 보면 별이 진화하고 있다는 증거를 찾을 수 있습니다. 오랜 시간에 걸쳐 별마다 내부적으로 모종의 변화가 진행되고 있다는 뜻이죠.
거대한 가스덩어리는 중심으로 뭉치며 압력을 받게 되겠죠. 이 압력에 대항해 열을 동반합니다. 마침내 열이 높아지면 핵융합 반응이 시작되어 별이 되는 겁니다.
별의 에너지 원은 핵융합 반응입니다. 4개의 수소가 융합하여 1개의 헬륨과 2개의 양성자, 2개의 중성자가 나옵니다. 이때 질량차가 생기는데 그 질량이 곧 에너지가 되죠. 아인슈타인의 에너지는 질량 곱하기 빛 속도의 제곱이 적용됩니다.
질량차가 워낙 작다보니 에너지도 무척 작아보이죠. 하지만 수많은 핵반응이 일어나므로 방출하는 에너지는 엄청나죠. 태양의 경우 초당 10^38회의 핵방응이 일어난다는 군요. 태양은 자신의 질량을 에너지로 전환하고 있는 겁니다.
무거운 별은 더큰 중력이 작용하여 더 많은 수소를 태웁니다. 온도는 높아지고 푸른 색을 띄겠죠. H-R 도를 통해 예상 했던 대로 별의 무게와 밝기, 온도와 색은 서로 관계가 있습니다.
언잰가 연료가 바닥나겠죠. 중심부 수소가 고갈되면 에너지 발생도 작아집니다. 온도는 내려갈 테고 색깔도 변합니다. 균형이 깨지고 압력이 중력을 이깁니다.
중력으로 인해 중심을 둘러싼 영역이 가열되어 온도가 올라가면 외곽으로 수소 핵반응이 퍼져나가죠. 다시 시작된 수소 핵융합 반응으로 압력이 증가하며 별은 커집니다. 부피가 커지면 온도가 내려가고 붉은 색으로 변하죠. 표면적이 넓어지니 발산하는 빛의 량도 많습니다. 이런 별이 "적색거성" 입니다. 늙은 별인 셈이죠.
태양은 앞으로 50억년 쯤 지나면 적색거성이 되어 지구를 삼키게 되겠지요. 중력과 압력의 싸움이 별의 미래를 좌우합니다.
헬륨의 내부에서는 더욱 복잡한 반응들이 진행됩니다. 헬륨에서 우리의 몸을 구성하는 탄소가 만들어지고 산소도 별에서 만들어집니다. 이렇게 만들어진 물질들이 분출하여 행성상 성운이 만들어집니다.
대부분 무거운 별들의 내부는 뜨겁고 밀도가 높아 우주에 존재하는 무거운 원소가 생성되는 화학반응이 진행되고 있습니다. 별의 최후는 폭발하여 초신성으로 마감 합니다.
언잰가 이 화학 물질들이 중력에 의해 다시 뭉치면 새로운 별로 탄생할 것이고 행성이 될 것이며 문명이 새로 생겨나겠죠.
북반구에서는 잘알려진 플리아디스 성단을 볼 수 있는데 일곱 자매(별)이라고 알려져 있죠. 천문학적 기준으로 보면 비교적 최근에 형성된 성단으로 지금 관찰되는 가스는 고작 1억 5천만년 전에 생긴 겁니다.
별이 아니었으면 우리를 구성하는 화학물질도 없습니다. 우리는 별 먼지로부터 생겨났습니다.
(동영상을 꼭 보세요. 아름다운 성운의 모습을 보게될 겁니다.)
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