별은 우리 우주의 빛나는 비콘이지만, 그 형성은 복잡하고 다각적인 과정입니다. 어둡고 추운 우주 지역에서 시작되어 핵융합의 점화로 끝나 수십억 년 동안 지속될 수 있는 빛을 생성합니다. 아래에서는 이 과정의 세 가지 중요한 단계를 살펴봅니다: 분자 구름 붕괴, 원시성 발달, 핵융합 점화로, 각각 별의 탄생을 지배하는 힘을 밝혀냅니다.
1. 분자 구름 붕괴: 별 형성의 시작점
별 형성은 주로 수소 분자로 구성된 거대한 성간 공간의 광활한 영역과 소량의 헬륨 및 미량의 무거운 원소에서 시작됩니다. 항성 보육원이라고도 알려진 이 구름은 온도가 10~20 켈빈(-263°C~-253°C) 정도로 차갑기 때문에 우주에서 가장 차가운 영역 중 하나입니다. 이러한 낮은 온도는 구름의 안정성에 필수적인 분자가 튕겨나가는 대신 서로 달라붙을 수 있게 해 줍니다. 이러한 구름은 수백 광년에 걸쳐 존재할 수 있으며 수천 개의 별을 형성하기에 충분한 물질을 포함하고 있습니다. 그러나 분자 구름은 방대한 크기와 물질에도 불구하고 초신성의 충격파나 이웃 은하 간의 중력 상호작용과 같은 외부 힘이 붕괴를 촉발할 때까지 상대적으로 정적인 상태를 유지합니다. 이 트리거가 발생하면 중력이 작용하여 구름 내의 밀도가 높은 영역인 "밀도가 높은 코어"가 붕괴됩니다. 이러한 붕괴는 균일하지 않고, 대신 밀도가 높은 포켓이 더 많은 질량을 끌어들이고 수축함에 따라 더 뜨겁고 밀도가 높아집니다. 이 과정은 구름의 질량과 크기에 따라 수백만 년이 걸릴 수 있습니다. 이 기간 동안 구름의 물질은 점점 더 적은 부피로 집중되어 밀도가 높은 영역으로 끌어당겨집니다. 잘 알려진 항성 양묘장인 독수리 성운의 생성 기둥은 이 단계를 아름답게 보여주며, 별이 붕괴되고 형성되는 과정에서 우뚝 솟은 기체 기둥을 보여줍니다. 이 밀도가 높은 코어는 결국 별이 자랄 씨앗이지만 현재로서는 여전히 차갑고 어둡기 때문에 다음 단계를 기다리고 있습니다.
2. 프로토스타 개발: 별의 우주 요람
분자 구름이 붕괴되어 밀집된 핵을 형성하기 시작하면 이 과정은 새로운 단계인 원시별 형성 단계에 들어갑니다. 이 단계에서 붕괴하는 핵의 물질이 점점 더 집중되어 핵의 온도가 상승합니다. 붕괴하는 핵은 주변 환경에서 가스와 먼지를 계속 끌어들여 핵 주위에 회전하는 원반을 형성합니다. 가스와 먼지로 구성된 이 원반은 별의 발달뿐만 아니라 시스템 내 행성, 위성 및 기타 천체의 잠재적 형성에도 중요한 역할을 합니다. 원시별 자체는 여전히 질량을 모으고 핵융합이 아닌 중력 수축을 통해 열을 발생시키는 젊은 별입니다. 이 시기는 원시별이 불안정하고 주변 원반에서 물질이 빠르게 축적되어 원시별이 갑자기 밝아지는 FU 오리온자리 사건으로 알려진 강력한 폭발이 일어나기 쉽기 때문에 극적인 사건으로 특징지어집니다. 이러한 폭발은 너무 강렬하여 주변 먼지와 가스를 제거하여 멀리 떨어진 관찰자에게 원시별을 더 잘 보이게 할 수 있습니다. 원시별이 진화함에 따라 가스 분출을 계속 고속으로 방출하여 허빅-하로 천체라고 알려진 놀라운 현상을 만들어내고, 이 제트가 인근 물질과 충돌하여 밝고 빛나는 반점을 만듭니다. 이 격동적인 시기는 별과 행성계의 미래를 형성하기 때문에 매우 중요합니다. 강렬한 항성풍과 분출은 잔류 물질을 제거하는 데 도움이 되어 원시별이 다음 단계에 대해 더 명확하게 정의되고 준비될 수 있도록 도와줍니다. 원시별 단계는 일반적으로 우주적으로 눈 깜짝할 사이에 약 수십만 년 동안 지속되지만, 별의 질량과 구조가 크게 결정되는 형성기입니다.
3. 핵융합 점화: 별이 탄생하다
별 형성의 마지막이자 가장 극적인 단계는 핵융합이 중심부에서 점화될 때 발생합니다. 원시별이 계속 붕괴됨에 따라 중심부의 압력과 온도는 기하급수적으로 증가합니다. 중심부의 온도가 약 1천만 켈빈을 넘으면 중심부의 수소 원자가 헬륨으로 융합되기 시작하여 엄청난 양의 에너지를 방출합니다. 핵융합으로 알려진 이 과정은 진정한 별의 탄생을 의미합니다. 핵융합으로 생성된 에너지는 강력한 외부 압력을 생성하여 중력의 안쪽 당김에 대응하여 별을 안정시키고 더 이상의 붕괴를 방지합니다. 복사압과 중력 사이의 균형은 별이 일생의 대부분을 차지할 '주계열' 단계에 도달할 수 있게 해줍니다. 이 단계에서 별은 중심부에서 수소를 헬륨으로 꾸준히 연소시켜 빛과 열을 우주로 방출합니다. 원시별의 초기 질량에 따라 이 새로운 별은 수조 년 동안 연소할 수 있는 작은 적색 왜성이 될 수도 있고, 훨씬 짧지만 폭력적인 수명을 가진 거대한 청색 거인이 될 수도 있습니다. 우리 태양과 같은 별은 그 사이 어딘가에 있으며, 약 100억 년 동안 연소할 수 있습니다. 별 형성의 이 마지막 단계의 완벽한 예는 막 핵융합에 불을 붙인 신생 별들이 형성된 가스와 먼지 속에서 밝게 빛나는 거대한 별 형성 지역인 오리온성운에서 볼 수 있습니다. 원시 행성 원반으로 둘러싸인 이 젊은 별들은 미래 행성계의 구성 요소입니다. 핵융합이 시작되는 순간은 붕괴하는 가스 구름에서 수십억 년 동안 빛을 발할 수 있는 안정적이고 빛나는 물체로의 전환을 의미하기 때문에 별의 일생에서 가장 중요한 순간입니다.