별이 죽으면 블랙홀로 붕괴될 수 있다는 생각은 천체물리학에서 가장 흥미롭고 신비로운 개념 중 하나입니다. 하지만 모든 별이 같은 운명을 공유하는 것은 아닙니다. 별이 수명이 끝날 때 취하는 길은 질량과 마지막 단계에서 일어나는 과정에 크게 달려 있습니다. 이 블로그에서는 항성의 죽음과 블랙홀 형성의 세 가지 주요 측면을 살펴봅니다: 항성 진화에서 질량의 역할, 초신성과 블랙홀 형성, 블랙홀의 대안: 백색왜성과 중성자별.
1. 항성 진화에서 질량의 역할: 별의 운명 결정하기
별의 질량은 별이 어떻게 죽을지, 블랙홀이 될지 여부를 결정하는 가장 중요한 요소입니다. 별의 운명은 별이 일생 동안 얼마나 많은 핵연료를 태울 수 있는지에 따라 결정되며, 이는 별의 질량과 직접적으로 연결됩니다. 거대한 별은 작은 별보다 훨씬 더 빨리 수소 연료를 연소하여 훨씬 더 극적인 종말을 경험합니다. 태양보다 질량이 약 8배 낮은 우리 태양과 같은 별들은 죽음을 향한 더 부드러운 길을 따라갑니다. 중심부의 수소를 소진한 후 적색 거성 단계에 진입하여 중심부를 둘러싸고 있는 껍질에서 헬륨과 기타 무거운 원소를 태웁니다. 그러나 중심부 붕괴로 이어질 추가 핵 반응을 촉발할 질량과 중력이 부족합니다. 결국 이 별들은 외층을 벗고 행성 성운을 형성하여 백색 왜성으로 알려진 밀도 높은 중심부를 남깁니다. 반면에 태양 질량의 최소 8~10배로 시작하는 거대한 별들은 다른 궤적을 따라갑니다. 핵연료를 연소시키면 중력의 안쪽 끌어당기는 힘의 균형을 맞추는 데 필요한 외부 압력을 더 이상 유지할 수 없습니다. 이러한 불균형으로 인해 핵이 치명적으로 붕괴되어 잠재적으로 블랙홀이 형성될 수 있습니다. 흥미롭게도 블랙홀을 형성하는 것과 중성자별과 같은 다른 잔해를 형성하는 것의 구분은 초기 질량뿐만 아니라 항성풍을 통한 질량 감소, 쌍성 동반자와의 상호작용, 초신성 폭발의 역학과 같은 요인에 따라 달라집니다. 예를 들어 태양 질량이 10~25개인 별은 일반적으로 중성자별로 수명을 다하지만, 그 범위를 넘어서면 블랙홀이 형성될 가능성이 더 높아집니다. 이러한 질량 의존성의 대표적인 예는 거대한 질량으로 인해 결국 블랙홀로 붕괴될 것으로 예상되는 초대질량 별 에타 카리내입니다.
2. 초신성과 블랙홀 형성: 거대한 별의 붕괴
블랙홀은 우주에서 가장 폭력적인 사건 중 하나인 초신성 폭발을 통해 형성됩니다. 거대한 별의 경우 핵융합이 더 이상 별의 질량을 지탱하는 데 필요한 압력을 생성할 수 없게 되면 핵 붕괴가 시작됩니다. 태양 질량의 25배가 넘는 별에서는 붕괴가 너무 심해 핵이 무한대의 밀도, 즉 특이점까지 줄어들고 블랙홀이 탄생합니다. 중심핵이 수축함에 따라 별의 외층은 초신성 폭발로 분출됩니다. 이 폭발 과정에서 방출되는 에너지는 놀랍고, 죽어가는 별이 은하계 전체를 잠시 능가할 수 있게 해줍니다. 예를 들어, 대마젤란 구름에서 발생한 초신성 1987A는 거대한 별의 죽음과 블랙홀 형성에 필요한 조건에 대한 주요 인사이트를 제공했습니다. 폭발 후 남은 중심핵이 충분히 질량이 크다면(일반적으로 태양 질량 3배 이상) 중성자의 강력한 퇴화 압력조차도 붕괴를 막을 수 없어 블랙홀이 형성됩니다. 천체 물리학에서 가장 흥미로운 질문 중 하나는 초신성을 겪는 모든 거대한 별이 블랙홀을 형성하는지, 아니면 일부 별이 가시적인 초신성 없이 블랙홀로 직접 붕괴할 수 있는지 여부입니다. 이는 활발한 연구 분야로, 최근 관측에 따르면 일부 별은 별의 외층이 분출되지 않고 붕괴하는 중심부로 다시 떨어지는 실패한 초신성을 겪을 수 있다고 합니다. 이러한 "조용한" 블랙홀 형성은 감지하기가 매우 어렵지만 특정 항성 소멸을 설명할 수 있습니다. 이 현상의 후보로는 초신성 없이 사라지는 것처럼 보였던 거대한 별 N6496-BH1이 있으며, 블랙홀로 직접 붕괴될 가능성이 높습니다.
3. 블랙홀의 대안: 백색왜성과 중성자별
모든 별이 블랙홀로 수명을 다하는 것은 아닙니다. 실제로 가장 무거운 별 중 극히 일부만이 블랙홀 형성으로 이어질 수 있는 핵 붕괴 과정을 거칩니다. 대부분의 별은 백색왜성 또는 중성자별이 되는 두 가지 대체 경로 중 하나를 따를 것입니다. 태양과 같은 별은 별의 외층이 행성상 성운으로 추방된 후 형성된 매우 밀도 높은 잔재인 백색왜성으로 생을 마감합니다. 남겨진 핵은 주로 탄소와 산소로 구성되어 있으며 전자가 너무 긴밀하게 결합되어 있을 때 발생하는 양자 역학적 힘인 전자 축퇴 압력에 의해 더 이상 붕괴되지 않도록 지지됩니다. 백색왜성은 수십억 년에 걸쳐 천천히 식지만 더 이상 핵융합을 통해 에너지를 생성하지 않습니다. 시리우스 B계에는 백색왜성이 포함되어 있어 태양과 같은 별에게 어떤 일이 일어날지에 대한 생생한 예를 제공합니다. 백색왜성을 형성하는 별보다 약간 더 무거운 별의 경우 붕괴 과정을 통해 대신 중성자별이 형성될 수 있습니다. 이 잔재들은 백색왜성보다 밀도가 더 높으며 거의 전적으로 중성자로 구성되어 있습니다. 중성자별은 별의 중심부가 전자와 양성자가 결합하여 중성자를 형성할 정도로 붕괴할 때 형성되며, 중심부는 중성자 축퇴 압력에 의해 지지됩니다. 이 별들은 엄청나게 작으며, 중성자별의 질량은 일반적으로 태양보다 크지만 직경은 약 20킬로미터에 불과합니다. 중성자별은 펄서와 같은 특별한 현상을 보이며, 빠르게 회전하는 중성자별은 자극에서 방사선 빔을 방출합니다. 이 빔은 등대처럼 지구를 휩쓸어 천문학자들이 정확한 펄스를 감지할 수 있게 해줍니다. 그러나 중성자별이 태양 질량의 약 3배를 초과하면 중성자 퇴행 압력으로도 블랙홀로 더 이상 붕괴하는 것을 막을 수 없어 가장 무거운 별의 항성 진화의 마지막 단계에 접어들게 됩니다. 가장 유명한 중성자별 중 하나는 서기 1054년에 관측된 초신성의 잔해인 게자리 펄서입니다. 빠른 자전과 강한 자기장으로 인해 천체물리학에서 가장 많이 연구되는 천체 중 하나로, 항성 진화의 한계에 존재하는 극한의 환경에 대한 통찰력을 제공합니다.