별의 탄생은 수백만 년에 걸쳐 진행되는 느리고 복잡한 과정입니다. 별은 중력이 가스와 먼지를 끌어당겨 궁극적으로 핵융합을 일으키는 분자 구름으로 알려진 공간의 밀도가 높은 영역에서 형성됩니다. 하지만 구름의 붕괴와 빛나는 별의 출현 사이에는 어떤 일이 일어날까요? 이 블로그에서는 분자 구름의 초기 붕괴, 원시별 단계, 핵융합의 점화와 주계열성의 탄생에 초점을 맞춰 별 형성의 다양한 단계와 그에 따른 시간 척도를 살펴볼 것입니다.
1. 분자 구름 붕괴: 별 형성을 위한 첫걸음
별 형성은 분자 구름 또는 항성 보육원으로 알려진 차갑고 밀도가 높은 공간 영역에서 시작됩니다. 이 구름은 주로 수소 가스와 먼지로 구성되어 있으며 수백 광년에 걸쳐 형성될 수 있습니다. 별 형성 과정은 구름 내의 영역이 중력적으로 불안정해져 자체 중력에 의해 붕괴될 때 촉발됩니다. 하지만 이 초기 붕괴는 얼마나 걸리나요? 분자 구름의 붕괴는 즉각적이지 않습니다. 구름의 크기와 밀도에 따라 붕괴가 시작되는 데 수백만 년이 걸릴 수 있습니다. 일반적으로 초신성 충격파나 인근 별의 움직임과 같은 외부 사건은 붕괴를 촉발하는 데 필요한 교란을 제공할 수 있습니다. 구름이 붕괴되기 시작하면 중력이 가스와 먼지를 안쪽으로 끌어당기기 시작하여 구름이 더 작은 덩어리로 쪼개집니다. 이러한 덩어리들은 결국 구름의 질량에 따라 개별 별이 될 수도 있고 여러 개의 별 체계가 될 수도 있습니다. 이 붕괴의 시간 척도는 다양하지만, 일반적인 별을 형성하는 지역의 경우 가장 밀도가 높은 지역이 원시별을 형성할 만큼 붕괴하는 데 100만 년에서 200만 년이 걸릴 수 있습니다. 이 단계에서 중력 에너지가 열 에너지로 변환되면서 붕괴하는 가스가 가열되기 시작하고 각 덩어리의 중앙 영역은 점점 더 밀도가 높고 뜨거워집니다. 이러한 붕괴하는 가스 영역은 미래의 별의 씨앗이지만 아직 별 자체는 아닙니다. 구름의 물질은 계속 안쪽으로 떨어지지만 중심부는 여전히 충분히 시원하기 때문에 별이 "켜지는" 데 필요한 핵융합이 아직 시작되지 않았습니다. 이 단계에서 분자 구름은 광학 망원경으로는 아직 비교적 보이지 않지만 적외선과 전파를 사용하여 감지할 수 있습니다. 이러한 파장을 통해 천문학자들은 구름의 차가운 깊은 곳을 들여다보고 별 형성의 초기 단계를 관찰할 수 있습니다. 항성 양묘장의 유명한 예 중 하나는 오리온성운으로, 수십 개의 새로운 별이 다양한 형성 단계에 있습니다.
2. 원시성 단계: 별의 형성기
분자 구름이 처음 붕괴된 후 별 형성의 다음 단계는 붕괴하는 구름의 밀집된 중심부가 원시별로 형성되기 시작하는 원시별 단계입니다. 이 단계는 가스 구름에서 궁극적으로 핵융합을 일으킬 물체로의 변화를 나타냅니다. 원시별 단계는 별의 질량에 따라 약 10만 년에서 50만 년 동안 지속됩니다. 이 기간 동안 원시별은 주변 가스 구름에서 물질을 계속 축적하여 질량을 증가시킵니다. 원시별에 더 많은 물질이 떨어질수록 마찰과 열이 발생하여 중심부의 온도가 상승합니다. 이 에너지는 아직 핵융합이 아니라 중력 에너지가 열 에너지로 변환되는 과정에서 발생합니다. 원시별은 일반적으로 원시 행성계 가스와 먼지 원반으로 둘러싸여 있으며, 이 원반은 결국 행성, 위성 및 기타 천체를 형성할 수 있습니다. 관찰 결과, 원시별은 주변을 둘러싸고 있는 가스와 먼지의 두꺼운 고치로 인해 가시광선에서 발견하기 어렵지만 적외선 스펙트럼에서는 밝습니다. 원시별 단계에서 발생하는 열은 적외선 망원경으로 감지할 수 있으므로 천문학자들은 이들의 성장과 진화를 연구할 수 있습니다. T 타우리 별은 아직 원시별 단계에 있는 젊고 질량이 낮은 별의 유명한 예입니다. 이 별들은 강한 항성풍을 보이며 물질의 불규칙한 강착으로 인해 밝기가 변하는 것으로 알려져 있습니다. 원시별이 중력 하에서 물질을 계속 축적하고 압축함에 따라 중심부 온도가 증가합니다. 결국 중심부 온도가 섭씨 약 1,000만 도에 도달하면 수소 융합이 시작되기에 유리한 조건이 됩니다. 붕괴하는 가스 구름에서 자생하는 별로의 전환은 원시별 단계의 종말과 주계열성으로서의 별의 삶의 시작을 의미합니다.
3. 핵융합의 점화: 주계열성의 탄생
별 형성의 마지막 단계는 원시별의 중심부가 핵융합을 일으킬 만큼 뜨겁고 밀도가 높아졌을 때 발생합니다. 이 순간은 별이 공식적으로 '켜지는' 순간으로, 일생의 대부분을 수소와 헬륨을 융합하는 데 보내는 주계열 단계의 시작을 알립니다. 이러한 전이는 일반적으로 별의 질량에 따라 100만 년에서 1,000만 년 후에 발생합니다. 수소 융합이 시작되면 원시별은 안정화되어 주계열성이 됩니다. 적색 왜성과 같은 질량이 낮은 별의 경우 이 과정은 더 오래 걸리고 종종 1천만 년에 가까운 시간이 걸립니다. 질량이 큰 별인 O형 별의 경우, 때로는 불과 몇 백만 년 이내에 훨씬 더 빨라질 수 있습니다. 핵융합이 시작되면 핵융합 반응으로 인한 외부 압력이 중력의 안쪽 끌어당기는 균형을 이루어 안정적인 별을 만듭니다. 이 단계에서 별은 가시광선 스펙트럼에서 빛나기 시작하며 광학 망원경으로 관측할 수 있습니다. 별의 광도, 온도, 크기는 모두 질량에 의해 결정됩니다. 작은 별들은 연료를 천천히 연소하여 수백억 년 동안 주계열성을 유지할 수 있는 반면, 거대한 별들은 훨씬 더 빨리 수소를 연소하여 불과 몇 백만 년 안에 주계열성을 떠날 수 있습니다. 새로 형성된 별의 유명한 예 중 하나는 라군 성운에 위치한 허셜 36입니다. 이 젊은 별은 이제 막 주계열에 진입했지만 여전히 가스 구름이 형성된 잔해로 둘러싸여 있습니다. 이 별의 강력한 복사와 항성풍은 수십억 년 전 태양계에서 일어난 것과 마찬가지로 주변 성운을 조각하여 남은 가스와 먼지를 날려버리고 있습니다.