[찬드라세카르가 들려주는 별 이야기]는 정완상의 책이다. 얇은 책이지만 별에 관한 주요 내용들이 빠짐없이 소개되어 있다. 이 책은 자음과 모음 출판사에서 나온 과학자들이 들려주는 과학 이야기 시리즈의 56번째 책이다. 정완상은 최근 성림원북스에서 20권으로 이루어진 세상에서 가장 쉬운 과학수업 시리즈를 냈다. 그 중의 한 권이 [별의 물리학]이다. 세상에서 가장 쉬운 과학수업 시리즈는 자음과 모음의 과학자들이 들려주는 과학 이야기보다 업그레이드된 책들이다. 과학자들이 들려주는 과학 이야기 시리즈는 여러 저자가 참여했고 세상에서 가장 쉬운 과학수업 시리즈는 정완상의 책이다.
[찬드라세카르가 들려주는 별 이야기]는 세계에서 최초로 별을 관측한 사람들 이야기로부터 시작된다. 세계에서 최초로 별을 관측한 사람들은 바빌로니아 사람들이다. 그들은 지금의 이라크 지역인 티그리스 강과 유프라테스 강 사이인 메소포타미아에 살고 있었다. 그들은 기원전 1580년 최초로 하늘의 별을 기록한 천문도를 만들었다. 기원전 1200년경에 이르러서는 이집트 사람들과 중국 사람들도 별에 대한 그림을 그리고 별에 대한 연구를 시작했다. 그리스 시대에 와서 별을 연구하는 천문학은 과학의 한 분야가 되었다.
천문학은 그리스어로 ‘별의 이름을 주다‘라는 뜻이다. 흔히 점성술과 천문학을 같은 것으로 생각하지만 둘은 완전히 다르다. 천문학은 별이나 행성 등 천체의 탄생 및 구조를 밝히는 과학이다. 점성술은 별의 움직임이 사람들의 생활에 좋은 영향을 주는지 나쁜 영향을 주는지를 예측하는 기술이다. 점성술은 과학이라고 말할 수는 없다.
천문학에서는 스스로 빛을 내지 못하는 천체를 어두운 물질이라 부른다. 가령 태양계에서 밝은 물질은 태양 하나뿐이고 지구를 비롯한 다른 행성들과 그의 위성들은 모두 어두운 물질이다. 밤하늘에 보이는 별과 별 사이에는 어두운 물질이 있을까? 그렇다. 아주 오래전 사람들은 여러 개의 별들이 모여 어떤 모양을 하고 있다고 생각했다. 이렇게 별들이 만들어내는 모양을 별자리라고 부른다. 이렇게 별자리를 나타냄으로써 사람들은 어떤 별자리가 보이는가에 따라 계절의 변화를 알 수 있었다.
바빌로니아 사람들은 별자리에 동물의 이름을 붙였다. 그래서 사자자리, 황소자리, 전갈자리가 탄생했다. 고대 그리스 사람들은 신화나 전설에 나오는 사람들의 이름을 붙였다. 메두사의 머리를 벤 그리스의 영웅 페르세우스의 이름을 붙인 페르세우스 자리가 대표적이다. 그 후 그리스의 프톨레마이오스는 우주의 별자리를 모두 48개로 분류했다. 현재 우주에는 88개의 별자리가 있다. 밤하늘에 보이는 별들은 모두 지구로부터 다른 거리에 놓여 있다. 별은 지구로부터 아주 멀리 떨어져 있다.
지구에서 가장 가까운 태양도 1억 5천만 킬로미터나 떨어져 있다. 별까지의 거리를 킬로미터를 사용해 나타내는 것은 아주 불편하다. 우주는 우리가 상상할 수 없을 정도로 넓어 이런 거리 단위로 별까지의 거리를 나타내는 것은 아주 불편하다. 그래서 과학자들은 광년이라는 거리 단위를 도입하게 되었다. 광년은 빛의 속력으로 1년 동안 간 거리를 말한다. 광년이라는 단위는 은하 속에서 별과 별 사이의 거리를 나타낼 때 아주 편리하다. 보는 위치에 따라 물체의 위치가 달라져 보이는 것을 시차(視差)라고 한다. 태양과 별과 지구가 이루는 각은 연주시차라고 부른다.
별자리까지 거리가 멀어질수록 연주 시차는 작아진다. 즉 연주 시차와 별까지의 거리는 반비례의 관계에 있다. 따라서 연주 시차를 별까지의 거리 대신 이용할 수 있다. 하지만 별들은 워낙 멀리 떨어져 있기 때문에 연주 시차는 아주 작다. 그래서 아주 작은 각도를 나타내는 새로운 단위가 필요하다. 우리는 각도의 단위를 도라고 알고 있다. 이 각도를 60등분한 하나의 각도를 분이라고 한다. 1도는 1분이라는 각도가 60개 모여서 만들어진다. 1도를 3600 등분한 하나의 각도가 1초다. 정리하면 1도는 60분, 1분은 60초, 1도는 3,600초다.
연주 시차가 1초인 별까지의 거리를 1 파섹이라고 한다. 1파섹은 3.26 광년이다. 밤하늘의 별들이 태양에 비해 어둡게 보이는 이유는 너무 멀리 떨어져 있기 때문이다. 별의 밝기를 나타내기 위해 천문학자들은 등급을 사용한다. 기원전 시대에 그리스의 히파르코스는 밤하늘에 보이는 가장 밝은 별을 1등성으로, 가장 희미한 별을 6등성으로 하여 별의 밝기에 따라 여섯 등급으로 나누었다. 어떤 별이 다른 별과 다섯 등급의 차이가 나면 별이 밝기에서는 총 100배의 차이가 난다. 1등성은 6등성보다 100배 밝다. 6등성은 11등성보다 100배 밝다.
우주에서 가장 많은 원소는 수소다. 우주의 원소 중 4분의 3은 수소 기체이고 4분의 1은 헬륨 기체이다. 다른 원소들은 아주 적다. 우주가 처음 태어나던 당시에는 헬륨도 거의 없고 온통 수소뿐이었다. 하지만 우주가 지금까지 150억 년을 살아오면서 수소 중 일부가 헬륨으로 바뀌었고 그러한 과정은 지금도 계속 진행되고 있다. 이렇게 우주는 거의 기체로 이루어져 있고 우주 대부분의 질량을 차지하는 것은 별이므로 별은 거의 기체로 이루어져 있는 것이다.
별은 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있다. 우주의 별과 별 사이에는 아무런 물질도 없는 것처럼 보이지만 사실 수소나 헬륨 같은 기체와 아주 작은 고체 입자들이 있다. 우주 공간에서 수소나 헬륨 같은 기체의 밀도는 1 세제곱 센티미터에 원자 한 개 정도로 낮은 편이다. 이렇게 별과 별 사이에 있는 기체 상태의 물질을 성간 가스라 부른다. 아주 작은 고체 입자를 우주 먼지라 부른다. 1970년 미국의 전파망원경에 의해 처음 발견되었다.
우주 먼지의 종류에는 물, 철, 규소 산화물 또는 메테인, 암모니아 같은 유기물질이 있으며 그 크기는 10만분의 1cm 정도다. 우주먼지의 밀도는 큰 방에 한 개 정도로 아주 낮다. 이렇게 우주 공간에서 별과 별 사이에 존재하는 성간 가스와 우주 먼지를 합쳐 성간 물질이라 부른다. 별은 왜 태어날까? 그것은 성간 물질의 양이 장소에 따라 차이가 나기 때문이다. 어떤 곳에는 성간 물질이 적고 어떤 곳에는 많이 모여 있기 때문이다. 성간 물질들이 많이 모여 있는 곳은 주변의 별빛을 반사시켜 아름다운 빛을 낸다.
그것을 성운이라 부른다. 성운은 별들이 태어나는 요람이다. 별이 만들어질 때는 성운을 이루는 성간 물질들이 한곳으로 뭉치기 시작한다. 처음에는 천천히 뭉치지만 성간 물질들의 거리가 가까워질수록 서로 당기는 만유인력이 커져 점점 더 빠르게 뭉쳐 별의 모습을 이룬다. 이렇게 만들어진 별을 원시 별이라고 한다. 말하자면 갓 태어난 아기 별이다. 우주에는 지금도 원시 별이 태어나고 있다. 성운 속의 성간 물질들은 처음 수축할 때는 넓게 퍼져 있어 느리게 회전하지만 수축이 빨라져 동그란 모양을 이루게 되면 성간 물질들이 좁은 곳에 모여 있으므로 빠르게 회전한다.
원시 별은 회전하면서 중심쪽으로 더욱 더 수축한다. 이때 별의 안쪽은 수축이 크게 일어나 압력이 높아지고 바깥쪽은 수축이 작게 일어나 압력이 낮아진다. 대부분의 별은 안쪽으로 들어갈수록 압력이 높아진다. 이러한 수축의 결과로 별 내부의 압력은 점점 커지게 된다. 이러한 과정에서 원시 별의 내부 온도는 점점 올라가고 온도가 섭씨 1만 도에 이르면 대부분의 수소가 이온화된다. 수소는 핵인 양성자와 그 주위를 도는 전자로 구성되어 있는 가장 가벼운 원소다.
수소의 이온화란 온도가 높아짐에 따라 수소 핵 주위를 돌고 있던 전자가 충분한 운동에너지를 얻어 더 이상 수소 핵의 전기적 인력에 붙잡히지 않고 자유로이 공간을 돌아다니는 상태를 말한다. 즉 수소의 원자핵과 전자가 분리되는 상태를 말한다. 이를 플라스마 상태라고 부른다. 정리하면 이온화 상태란 원자핵과 전자가 분리된 상태를 말하고 플라스마 상태라고도 한다. 1만도란 핵으로부터 전자를 떼어내는 데 드는 에너지를 온도로 환산한 수치를 말한다.
원시 별의 내부 온도가 점점 올라가 2천만 도에 이르면 수소의 원자핵들이 함께 결합하여 헬륨을 만드는 핵융합 반응이 일어난다. 이 반응에서 에너지가 발생한다. 수소의 원자핵들이 많으므로 수소의 핵융합 과정에서 큰 에너지가 발생한다. 이 에너지가 바로 별에 열과 빛을 주게 된다. 이 과정에서 별 내부의 기체 압력이 커져 별의 수축이 더 이상 진행되지 않는다. 별의 수축은 성간 물질들 사이의 만유인력이고 그 방향은 별의 안쪽이다. 기체의 압력은 기체가 팽창하려는 힘으로 밖을 향한다. 이 두 힘이 평형을 이루면 별이 안정된 모습을 찾게 된다.
원시 별의 바깥을 에워싸고 있던 두꺼운 가스와 먼지가 우주 공간으로 날아가면서 별이 사람들의 눈에 모습을 드러내는 것이다. 기체 상태의 성간 물질이 모인다고 모두 별이 되는 것은 아니다. 수축한 성간 물질의 양이 태양 질량의 10분의 1보다 작으면 내부 온도는 2천만 도에 이르지 못하게 되어 핵융합이 이루어지지 않는다. 그러므로 별이 되지 못한다. 목성이 수소 기체로 이루어져 있음에도 별이 되지 못한 것은 이러한 이유 때문이다.
사람들에게 수명이 있듯 별에게도 수명이 있다. 별을 빛나게 해주는 주재료가 수소이므로 수소가 다 타버리면 별은 수명을 다하게 된다. 천문학자들은 수소가 핵융합하는 것을 수소가 탄다고 표현한다. 핵융합은 물질이 타는 연소 반응과는 아무 관계가 없으므로 옳은 표현은 아니다. 별의 밝기와 수명은 원시 별의 질량과 밀접한 관계가 있다. 별의 밝기는 일반적으로 질량의 세제곱에 비례한다. 태양보다 두 배 무거운 별은 태양 밝기의 8배가 되고 태양 질량의 2분의 1인 별은 태양 밝기의 8분의 1이 된다.
원시 별의 질량이 크다는 것은 성간 물질이 많이 뭉쳐 있다는 것을 의미한다. 즉 수소가 많다는 이야기다. 하지만 무거울수록 밝은 빛을 내기 때문에 무거운 별은 그만큼 수소를 빠르게 없앤다. 그러므로 무거운 별은 짧은 삶을 산다. 반면 가벼운 별은 수소의 양은 적지만 어두운 빛을 내므로 수소가 천천히 줄어 오래 살 수 있다. 가벼운 별인 태양은 100억 년 동안 탈 수 있는 수소를 가지고 태어났다. 물론 지금까지 태양은 50억 년 동안 수소를 태워왔으므로 이제 남아 있는 수소로 50억 년을 더 버틸 수 있다. 우주의 나이가 150억 살이라는 것을 생각할 때 이 정도의 수명은 아주 긴 수명이다.
원시 별의 온도는 갈수록 내려가고 크기는 점점 커진다. 이것이 별의 진화이다. 이렇게 별이 점점 커지는 상태를 주계열성 상태라고 하고 이런 상태에 있는 별을 주계열성이라고 한다. 우주에 있는 별 중 99% 이상은 주계열성이다. 태양도 점점 커지고 있는 주계열성이다. 주계열 성은 밀도가 균일하고 질량이 클수록 밝게 빛난다. 크기가 태양 크기의 10분의 1 정도 되는 곳에서부터 100배 정도 되는 것까지 있다. 별이 점점 커져 최대 크기가 되면 표면 온도가 가장 낮아져 빨간색을 띠게 된다. 이별을 붉은 거성이라 부른다.
붉은 거성은 표면 온도가 낮은 빨간 별임에도 불구하고 크기가 크기 때문에 밝게 보인다. 별은 수명의 90%를 주계열 상태로 보낸다. 붉은 거성 때까지는 별이 수축하려는 힘과 기체의 팽창하려는 압력이 평형을 이루어 별의 형태가 공 모양으로 안정되게 유지된다. 하지만 붉은 거성의 시기를 지나면 더 이상 핵융합을 할 재료인 수소가 없어 별은 더 이상 공 모양의 안정된 형태를 유지하지 못하고 수축하게 된다. 이를 별의 죽음이라 부른다.
원시 별로 탄생한 별은 나이를 먹어감에 따라 핵융합으로 수소는 점점 줄어들고 핵융합으로 만들어진 헬륨은 점점 늘어난다. 이로 인해 내부의 기체는 더 무거워지므로 만유 인력에 의한 수축이 빨라져 온도가 더욱 높아지고 결국은 헬륨마저 핵융합하게 된다. 이런 과정이 별이 늙어가는 과정이다. 수소 원자핵들이 달라붙어 헬륨 원자핵들이 만들어지고 난 후 헬륨 원자핵 세 개가 핵융합을 하여 탄소 원자핵을 만들고 다시 탄소 원자핵과 헬륨 원자핵이 핵융합하여 산소 원자핵을 만든다.
보통 가벼운 별은 여기까지 진화가 이루어진다. 무거운 별의 진화는 다르다. 산소가 만들어진 후에 별 내부 압력이 더욱 커지면서 핵융합에 의해 산소, 네온, 나트륨, 마그네슘, 규소, 니켈 등의 원소가 만들어지고 끝으로 철이 만들어진다. 이러한 핵융합 과정은 철까지만 진행된다. 철부터는 핵융합에 의해 새로운 원소가 만들어지지 않는다. 그것은 철이 가장 안정된 원소이기에 더 이상 핵융합이 진행되지 않기 때문이다.
별의 중심부에서 수소가 바닥이 나면 더 이상 수소의 핵융합이 일어나지 않는다. 이때 별 안쪽의 무거운 물질들이 바깥쪽의 가벼운 물질들을 만유인력으로 잡아당겨 별은 수축을 하게 된다. 이것이 바로 별이 죽는 과정이다. 별이 죽는 모습은 별의 질량에 따라 세 종류로 나뉜다. 1) 태양 질량의 네 배 이하로 태어난 별은 붉은 거성 단계에서 아주 천천히 수축한다. 수축하는 이유는 그동안 수축을 막아 왔던 수소 기체의 팽창 압력이 수소가 바닥나면서 없어지기 때문이다.
천천히 수축하는 이유는 무엇일까? 이렇게 수축이 된 별을 백색 왜성이라 한다. 백색 왜성은 지름이 지구 크기와 비슷한 1만 킬로미터 정도이고 밀도는 1세제곱 센티미터당 1톤 정도이며 표면 온도는 1만 도 정도인 별이다. 별의 구조는 전자가 빽빽해 마치 전자의 바닷속을 원자핵이 헤엄치고 있는 모양과 같다.
2) 태양 질량의 4 배 이상에서 8배 이하인 별들은 수소가 바닥이 나면서 수소의 핵융합으로 만들어진 헬륨도 핵융합을 하게 된다. 이로 인해 중심에 탄소핵이 만들어지고 그 주위에서는 여전히 헬륨이 타고 있다. 하지만 점점 헬륨의 양은 줄어들고 탄소핵의 질량은 증가한다. 헬륨이 다 핵융합된 뒤에는 탄소핵의 바깥쪽이 가벼운 물질들을 잡아당겨 수축을 하고 수축으로 온도가 높아져 탄소에 불이 붙는다. 이때 발생하는 열에 의한 압력이 중력보다 훨씬 커지면 별은 폭발해버리고 아무것도 남지 않는다.
3) 태양 질량의 8배 이상 30배 이하로 태어난 별은 헬륨이 핵융합을 하고 난 뒤 중심에 마지막으로 철이 만들어지는데 철은 안정된 원소이므로 더 이상 핵융합을 하지 않는다. 따라서 중력과 평형을 이루고 있던 열에 의한 압력이 약해져서 중력에 의해 중심쪽으로 끌어당겨지는 수축이 시작된다. 이때의 수축은 아주 빠른 속도로 이루어진다. 이런 별들은 너무 빠른 수축 때문에 바깥쪽의 물질들이 수축되지 못하고 우주로 날아가 버린다. 이것을 초신성 또는 초신성 폭발이라 부른다.
지금 이 순간 우주에서 어떤 별이 초신성 폭발을 하여 사라진다 해도 우리는 먼 미래에나 그 사실을 확인할 수 있다. 초신성 폭발은 1000년 가까운 세월 동안에 1054년, 1572년, 1604년, 1987년 딱 4회 정도 관측될 정도로 희귀한 사건이고 그 웅장한 광경 때문에 우주쇼라 불린다. 초신성 폭발로 별이 모두 사라지는 것은 아니다. 초신성 폭발 후 남은 부분에서는 전자와 원자핵 간의 공간이 계속 수축되어 달라붙게 된다. 원자핵은 양의 전기를 띠고 있는 양성자와 전기를 띠지 않는 중성자로 이루어져 있다. 이때 전자가 양성자와 달라붙어 중성자로 바뀌는 반응이 일어난다.
그러므로 이 별에는 온통 중성자만 남게 되는데 이 별을 중성자별이라 부른다. 중성자 별의 크기는 대개 백색왜성의 700분의 1 정도인 반경 10km이고 밀도는 백색왜성의 100만 배 정도 되는 세제곱센티미터 당 5억 톤 정도다. 중성자 별은 중력이 아주 크다. 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 중력이 큰 곳에서 시간이 천천히 흐른다. 그러므로 중성자 별에서의 시간은 지구에서보다 천천히 흐른다. 만일 쌍둥이가 있어 한 명은 지구에서, 다른 한 명은 중성자 별에서 살다가 후에 만나게 되면 시간이 천천히 흐르는 중성자 별에서 산 한 명이 지구에서 산 다른 한 명보다 더 어린 모습을 하고 있을 것이다.
1967년 케임브리지 대학의 휴이시 그룹은 규칙적인 펄스를 내는 전체를 발견했다. 펄스는 아주 짧은 시간 동안만 흐르는 전파를 말한다. 휴이시 그룹은 이 천체를 펄스를 보내는 천체라는 의미로 펄서라고 불렀다. 처음에 그들은 규칙적인 펄스가 외계인이 보내온 전파라고 생각했다. 그 후 이 펄스를 내는 펄서의 정체가 중성자 별이라는 것이 밝혀지면서 중성자 별이 존재한다는 것이 증명되었다. 중성자 별은 왜 펄스를 보낼까? 그것은 중성자 별이 아주 빠르게 회전하기 때문이다.
중성자 별은 일초에 수십 번 내지 수백 번 회전한다. 중성자 별은 지구처럼 자기장을 가지고 있으므로 주위에 전기를 띤 입자들을 가두어둔다. 이들 전기를 띤 입자들이 움직이면서 전파를 만들어내는데 중성자 별의 회전이 너무 빨라 마치 빨리 도는 등대의 불빛이 깜빡거리듯 중성자 별에서 오는 전파는 일정 주기로 지구에 수신이 되었다 안 되었다 하면서 규칙적인 펄스가 되는 것이다.
1939년 오펜하이머는 중성자 별의 질량에는 한계가 있다고 주장했다. 즉 초신성 폭발로 남아 있는 중심부의 질량이 태양 질량의 세 배 이하이면 중성자 별로 남지만 세배를 넘으면 더욱 수축하여 거의 한 점에 모든 질량이 모여 있는 상태가 된다. 이를 블랙홀이라 한다. 블랙홀은 중력이 대단히 강해서 한번 빨려 들어가면 다시는 도망칠 수 없게 된다. 과학자들은 블랙홀이 우주를 빠져나가는 입구의 역할을 한다고 믿는다.
태양은 항상 같은 밝기로 빛나지만 밝기가 달라지는 별이 있다. 이를 변광성이라 부른다. 오늘날 우리는 수많은 변광성을 관측할 수 있다. 이 중에는 주기가 일정한 규칙적인 변광성도 있고 불규칙한 불규칙 변광성도 있다. 규칙적인 변광성 중에서 가장 유명한 것은 케페이드 변광성이다. 처음 태어났을 때의 원시 태양은 지금의 태양에 비해 1000 배 밝고 크기도 100 배 이상이었다. 하지만 그 후 1천만 년 동안 수축해 지금과 같은 크기가 되었다.
태양에서는 매초 6억 톤의 수소가 헬륨으로 변하고 있고 헬륨의 재가 고이면서 태양의 온도는 점점 내려가고 있다. 그와 동시에 태양은 점점 커지게 되어 지금부터 40억 년 후에는 붉은 거 성이 된다. 이때 태양의 온도는 4000도로 내려가고 수성과 금성을 삼키게 된다. 중심의 수소가 없어지면 더 이상 핵융합이 일어나지 않고 중심핵의 가스 압력이 없어지므로 중력에 의한 수축이 시작되어 백색왜성으로 최후를 맞이하게 된다. 지구는 주로 고체로 이루어져 있고 태양은 기체로 이루어져 있어서 태양의 밀도는 지구 밀도의 4분의 1 정도다.
태양의 표면에는 어둡게 보이는 점들이 있다. 이를 태양 흑점이라 부른다. 흑점 중에는 지구보다 큰 것도 있다. 흑점은 왼쪽에서 오른쪽으로 돈다. 이것이 바로 태양이 스스로 돌고 있다는 증거다. 태양은 서에서 동으로 자전한다. 대략 25일마다 한 바퀴 돈다. 태양에서 밝게 빛나는 부분을 광구라 한다. 광구 속에서는 기체들의 대류가 일어나 에너지가 광구의 표면으로 전달되어 표면의 온도가 6천도에 이르게 한다. 물론 태양의 내부는 표면보다 온도가 훨씬 높고 압력도 높다.
