[별의 일생]을 쓴 저자 자이언트 날리카(Jayant Narlikar)는 1938년에 태어나 2025년에 작고한 인도의 천체물리학자다. 날리카는 빅뱅이론에 대한 대안을 제시한 인물로 유명하다. 우주는 항상 존재해 왔고 무한대로 끊임 없이 팽창해 왔다는 것이다. 수학자 아버지와 산스크리트 학자 어머니 사이에서 태어났다. 별을 알려면 우선 빛에 대해 알아야 한다. 빛 가운데 태양빛을 먼저 알아볼 필요가 있다. 태양빛은 서로 다른 파장들을 가진 파동들로 이루어져 있다. 붉은색 빛이 가장 적게 휘어지고 보라색이 가장 많이 휘어진다. 가시광선으로부터 우주를 이해하는 데 필요한 모든 지식을 얻을 수 없다는 것은 분명하다. 빛은 파동처럼 분포할 뿐만 아니라 광자(光子)라고 불리는 작은 에너지 덩어리로 이루어진 것처럼 보일 수도 있다.
양자 이론이 나오기 전까지 전자가 중앙의 양성자 주위를 도는 이러한 운동은 하나의 수수께끼였다. 맥스웰 방정식에 의하면 주위를 돌고 있는 전자는 반드시 전자기파를 복사해야 하기 때문이다. 이 전자기파에 의해 운반되는 에너지는 어딘가에서 나와야만 하는데 그렇다면 그것은 전자 자체의 운동 에너지로부터라야만 한다. 이러한 에너지 손실 때문에 전자의 궤도는 점차 줄어들고 마침내 중앙의 양성자 쪽으로 휘감겨 들어간다. 그리고 이 결론에서 가장 혼란스러운 것은 이 모든 상황이 10의 마이너스 23 제곱 초 정도의 극히 짧은 시간 동안에 일어나야 한다는 것이다. 양자 이론에 따르면 전자는 그 에너지 값들 중 단지 불연속적인 하나의 값만을 가지며 결과적으로 그 에너지에 적합한 불연속 궤도들 중 하나를 선택하게 된다.
이 궤도들 중 가장 작은 궤도의 전자는 가장 적은 에너지를 가진다. 전자는 이 궤도보다 더 작은 궤도를 가질 수 없다. 따라서 전자는 양성자와 합쳐지지 않는다. 만약 에너지가 외부로부터 공급되면 즉 적당한 양의 에너지가 공급되면 전자는 더 큰 궤도로 뛰어오를 것이다. 프라운호퍼 선들은 태양 대기에서 수소, 나트륨, 칼슘 원자가 복사 에너지를 흡수하기 때문에 생기는 선이다. 밝은 선 즉 방출선은 반대 과정 때문에 생겨난다. 뛰어내리는 것은 뛰어오르는 것과 달리 복사 에너지가 없어도 자발적으로 일어날 수 있다. 복사에 의한 방출(또는 흡수)을 자극에 의한 방출(또는 흡수)이라고 한다. 도움을 받지 않고 아래로 뛰어 내려가는 것을 자발적 방출이라고 한다.
이상적인 오븐이 바로 흑체다. 복사 에너지를 내보내지 않으면 그 물체는 외부의 관찰자에게는 검게 보인다. 별의 광도가 1등급 차이나는 것은 2.512배 차이가 나는 것이다. 2.512를 다섯 번 곱하면 100이 된다. 1등성은 6등성보다 100배 밝다. 절대 등급과 구별하기 위해 게시된 것이 겉보기 등급(apparaent magnitude)이다. 왜성들은 거성들보다 훨씬 더 뜨겁다. 거성은 붉은색이 지배적이기 때문에 적색 거성이라 불리고 왜성은 통상 백색 왜성이라 불린다. 별이란 뜨겁고 밀도가 높은 기체로 이루어진 하나의 공이다. 별이 만들어지기 위해서는 분자 구름의 영역이 별이 될 수 있을 만큼 밀도가 높고 뜨거워질 때까지 충분히 단단하게 압축되어야 한다.
별의 일생에서 중요한 역할을 하는 것은 중력이다. 기체가 압축되면 온도가 올라간다. 충분히 뜨거워지면 열과 빛을 복사하기 시작한다. 기체 분자와 원자들의 무질서 운동이 증가할 뿐 아니라 이러한 복사는 분자 구름을 수축하게 만들었던 중력에 저항하는 압력을 만들어낸다. 온도와 압력은 중심부에서 가장 높고 주변부에서 가장 낮다. 저자는 두 개의 틈을 이야기한다. 하나는 시작이고 다른 하나는 끝이다. 이 부분에서 제기되는 질문이 있다. '거대 분자 구름에 수축하는 부분들이 있고 그 부분들이 구름 속에서 확산되는 나머지 물질보다 밀도가 높다는 가정에서 출발했는데 어떻게 해서 그것이 가장 먼저 일어나게 되는가?'란 질문이다.
최초의 확산 상태에서 구름 자체의 중력은 너무 약해 수축을 일어나게 할 수 없다. 그러므로 거대 분자 구름의 부분들을 수축하게 만들려면 초기에 외부에서 힘이 가해져야만 한다. 일단 한 부분만이라도 수축하기 시작하면 중력이 이어받아 그 과정을 가속화시킬 것이다. 중력이 안으로 끌어당기는 힘과 정확히 균형을 이루려는, 압력에 의해 생겨나는 반대되는 힘이 있다.(106 페이지) 만약 약간의 불균형이라도 있다면 별은 밖으로 폭발하든지 안으로 수축할 것이다. 빛은 에너지를 나르는 광자(光子)라는 입자들로 구성되어 있다. 높은 밀도와 에너지를 지닌 그런 광자들의 무리가 표면과 충돌하면 표면에 엄청난 압력을 가할 것이다. 그런 복사압은 많은 별들에서 중요한 역할을 한다.
태양과 별의 에너지가 수소 핵융합 반응에서 나온다는 가설을 최초로 제안한 과학자 중 한 명이 프랑스의 물리화학자 장 바티스트 페랭(Jean Baptiste Perrin; 1870–1942)이다. 핵력은 핵의 크기인 10의 마이너스 15 제곱 너머로까지 확장되지 않는다. 그러므로 우리가 네 개의 양성자로 헬륨 핵을 만들고자 한다면 양성자들 간의 전기적 척력에 대응할 수 있을 만큼 충분히 가까운 거리로 이 입자들을 가져와야 한다. 온도가 충분히 높다면 무질서하게 움직이는 양성자들이 가까워져 융합하게 되는 것도 가능하다. 이런 현상이 일어날 수 있는 임계 온도는 얼마 정도인가?
4개의 수소 핵을 함께 가져온다 해도 곧바로 헬륨 핵이 되지는 않는다. 두 개의 양성자는 중성자들로 대체되어야 한다. 원래의 수소 핵에서 4개의 전하 단위들 중 둘은 헬륨 핵이 되고, 두 개는 양전자를 내놓으면서 반응에 관계된 4개의 양성자 중에서 두 개는 중성자로 바뀐다. 질량 결손분은 7/ 1,000(0.7%)이다. 핵 융합로와 폭탄의 차이는 비록 그것들이 동일한 융합 반응을 만들어 내지만 후자는 그것을 폭발적으로 만들어낸다는 점에서 엄청나게 큰 것이다. 별들은 중심부의 중력에 의해 유도된 고압 때문에 통제 가능한 핵 융합을 하고 있다. 인간은 기술 발전을 통해 통제할 수 있는 핵융합을 이룰 수 있는 다른 수단들을 찾아내야만 한다. 인간의 기술이 별의 시나리오를 모방할 수는 없기 때문이다.
인간은 별에서처럼 이용 가능한 거대한 중력의 힘을 가지고 있지 않기 때문이다. 별은 일생의 대부분을 헬륨을 만들면서 보낼 것이다. 헬륨의 경우도 충분히 높은 온도로 가열된다면 다른 융합 과정을 일으킬 수 있는 활성 연료가 될 가능성이 있는가? 프레드 호일은 헬륨 핵 두 개가 결합하는 대신 세 개가 결합해 들뜬 상태에 있는 탄소 핵 하나를 형성한다고 제안했다. 세 개의 헬륨 핵이 하나의 탄소 핵으로 융합하는 온도는 1~2억도 범위에 놓여 있다. 그러므로 이 융합 과정은 수축하는 중심핵이 이 온도에 도달했을 때 시작된다. 융합에 의해 에너지가 생성되면 높은 온도의 압력이 발생하고 그러한 온도와 압력에 의해 중심핵은 더 이상 수축하지 않는다.
이미 형성된 탄소 핵에 α 입자가 추가된다. 헬륨 핵은 α 입자라 불린다. 산소 핵이 만들어지는 반응은 2억도 이상의 고온에서 가능하다. 이보다 더 높은 온도에서 헬륨 핵이 연속적으로 추가된다면 더 무거운 핵도 생성될 수 있다. 따라서 우리는 원자의 질량이 4씩 증가(양성자 2+ 중성자 2)하는 일련의 핵을 만들 수 있다. 산소(16; 양성자 8+중성자 8)-네온(20; 양성자 10+중성자 10)-마그네슘(24; 양성자 12+중성자 12)-규소(28; 양성자 14+중성자 14)-황(32; 양성자 16+중성자 16) 등이다. 궁극적으로 35억도까지 온도가 오르면 두 개의 실리콘 핵이 융합하여 니켈 핵 하나를 생성한다.
융합 과정은 여기서 끝난다. 철의 핵 너머 즉 코발트, 니켈 이후로는 별의 융합 반응이 일어나지 않는다. 이때쯤이면 별은 엄청나게 거대한 형태가 된다. 특정 연료를 다 소진할 때마다 중심핵은 새로운 융합 반응을 촉발할 수 있을 때까지 수축하고 외층이 팽창한다. 중심부에 가장 무거운 원소들(철 계열)이 있고, 바깥쪽의 차가운 부분으로 갈수록 가벼운 원소들이 존재한다. 가장 바깥 부분은 여전히 수소 성분이 우세하다. 그 부분은 핵융합이 일어나기에는 너무 차갑기 때문이다. 먼 거리에서는 핵의 결합력은 효과적으로 작동하지 않는다. 많은 수의 양성자들을 가지고 있어서 전기적 척력도 상당할 것이다. 어떤 질량의 한계를 넘어서면 그 핵은 그보다 가벼운 핵들에 비해 느슨하게 묶여 있다. 철 계열의 핵들은 가장 단단하게 묶여 있다.
양성자나 중성자를 추가해 새로운 핵들을 만든다면 그것들은 철 계열의 원소들보다 덜 단단하게 결합될 것이다. 핵자는 양성자와 중성자이며 그 결합 에너지는 핵으로부터 핵자를 떼어내는 데 작용해야 할 에너지의 양이다. 융합 에너지의 대부분은 사다리의 첫 단계 즉 수소가 헬륨으로 전환될 때 방출된다. 나머지 반응에서 방출되는 에너지는 훨씬 더 적을 것이기 때문이다. 이후에 융합 과정이 일어난다 해도 적색 거성으로서의 별의 활동적 일생을 연장하지는 못한다. 별은 언제 초신성이 되는가? 이 단계는 핵융합 과정을 지났을 때 즉 그 중심부의 중심핵에서 철 계열의 핵이 만들어졌을 때 그렇게 된다.
철 계열의 핵이 만들어지면서 융합 과정은 멈추고 별의 중심핵은 수축하기 시작한다. 중심핵이 수축하고 온도가 더 상승해도 다른 핵융합 과정은 일어나지 않는다. 오히려 역의 과정이 일어난다. 철 계열의 핵들은 중심핵에서 에너지 손실을 초래하면서 알파 입자들로 쪼개진다. 이것이 외층의 붕괴를 초래한다. 별의 중심핵은 처음에는 그 중력의 힘에 의해 수축하고 그리고 나서 되튀어 나온다. 그리고 그 과정에서 그것은 외층이 있는 바깥쪽으로 엄청난 압력을 가한다. 외층이 갑작스럽게 느슨해지고 튕겨져 나가는 현상을 초신성 폭발이라고 한다.
폭발하는 별들은 엄청난 양의 빛을 방출할 뿐만 아니라 매우 높은 에너지를 가진 물질 입자들도 방출한다. 그 입자들은 별의 내부에서 만들어진 전자, 중성미자, 원자들의 핵이다. 그러므로 주위 성간 공간에는 초신성들이 방출된 이 입자들이 섞이게 된다. 우주에서 발견되는 무거운 원자핵들은 따라서 뜨거운 별의 중심에 의해서 가공되어 별이 폭발할 때 방출된다. 따라서 지구를 구성하고 있는 물질들(우리를 구성하고 있는 성분들도 마찬가지)은 사실상 격동의 역사를 가지고 있다. 초신성은 외계 공간에서 지구 대기로 유입된 고에너지 입자들의 원천이다. 우주선(cosmic ray)으로 알려진 이 입자들의 세례는 지상의 탐지기뿐 아니라 고층 대기를 조사하는 기구에도 탐지된다.
태양 질량의 6배 이상의 별만이 초신성이 된다. 무게가 덜 나가는 별들은 단지 소규모의 폭발만 경험한다. 밀도가 높은 물질들이 뭉쳐 있을 때 뭔가 이상한 일이 일어난다. 즉 그것은 축퇴(縮退)한다. 원자에는 핵뿐만 아니라 전자들도 있다. 가장 낮은 에너지 상태에서부터 시작해서 더 높은 특정 에너지 주위로 상승했을 때 이용 가능한 전자 상태들의 수는 파울리의 원리에 의해 제한된다. 중심핵이 수축할 때 그것은 가열되기 시작한다. 열에너지가 공급되면서 철 계열의 단단하게 결합된 핵들은 깨지기 시작한다. 이 과정은 융합과정의 역과정이다. 지금까지는 가벼운 핵들이 무거운 핵으로 변환되면서 에너지가 공급되었다. 이제 가열된 중심핵에 의해 제공되는 에너지를 흡수함으로써 그 무거운 핵들은 깨져 분리된다.
분열된 핵들은 자유로운 양성자와 중성자들을 방출한다. 실험실에서 중성자는 긴 시간 동안 안정된 상태로 있지 못한다. 어떤 주어진 시간에 일군의 자유로운 중성자들이 있다면 약 12분 동안에 그것들 중 반이 양성자, 전자, 반중성미자들로 붕괴한다. 핵 안의 양성자들은 느슨한 자유전자들과 결합하여 더 많은 중성자들을 생성한다. 이 과정을 물질의 중성화라고 한다. 이것은 지구상의 실험실에서는 정상적으로 일어나지 않는다. 그러나 수축하고 있는 중심핵에서 아주 높은 밀도의 물질 상태에서는 흔하게 일어난다. 따라서 중심핵은 아주 빠른 시간 안에 중성자들로 이루어지게 된다.
별은 탄생부터 줄곧 그 내부의 균형을 유지하기 위한 투쟁의 연속인 시간을 보낸다. 물론 그것은 별 자체의 무게–중력에 의한 수축-에 의해 초래되는 것이다. 핵융합 때문이든 축퇴압 때문이든 별은 필요한 경우 내부의 구성과 전체 크기를 변화시키면서 이 힘에 대응하기 위해 최선을 다한다. 별이 너무 무거워서 백색 왜성이나 중성자 별들로 존재할 수 없는 경우 어떤 일이 일어날까? 블랙홀이 만들어진다.
별이 블랙홀이 되는 것은 중력의 승리를 인정하는 것이 된다. 뉴턴은 '왜 중력이 있느냐?'는 질문을 받고 나는 가설을 만들지 않는다는 답을 했다. 중력의 증가 경향이 너무나 우세하여 수축 과정을 막을 수 없을 때 중력붕괴 한다. 정의상 볼 수 없는 물체는 자연히 위치를 확인하기 어렵다. 천문학자들은 어떻게 블랙홀을 찾으려고 하는가? 블랙홀은 전파 망원경부터 감마선 탐사기까지 천문학자가 이용 가능한 어떤 망원경으로도 볼 수 없는 것이 사실이다. 그럼에도 간접적인 방법은 이용 가능하다. 주변 물질에 미치는 블랙홀의 중력 효과에 의존하는 것이다. 별의 오딧세이의 끝은 어디인가? 하지만 탐구는 계속 된다.
