우리 태양계의 왜성과 거성에 관한 사실

우리 태양계의 왜성과 거성에 관한 사실

달의풍경 갈색 왜성

1. 적색 왜성이란 무엇인가?

 적색 왜성은 소질량 주계열성의 다른 이름이다. 이들은 다른 대부분의 별들에 비해 상대적으로 온도가 낮기 때문에(이들의 광구 온도는 약 3000K다), 흐릿한 붉은색으로 빛난다. 적색 왜성들은 다른 대부분의 별들에 비해 작고 희미하다.

 

2. 갈색 왜성이란 무엇인가?

 갈색 왜성은 초저질량 별의 다른 이름이다. 갈색 왜성은 핵융합이 거의 일어나지 않을 정도로 질량이 작은 별이지만, 여전히 우리 태양계의 어떤 행성들보다 훨씬 많은 질량을 갖고 있다. 갈색 왜성의 존재는 1990년대까지 확증되지 않았다. 그 이유는 이들의 광구 온도가 너무 낮기 때문에 매우 어두운 데다 거의 가시광선을 내지 않기 때문에 적외선 망원경 기술을 사용해야 관측이 가능하기 때문이었다. 이들이 발견된 이후, 적외선 망원경과 적외선 천문 카메라들은 엄청난 발전을 이루었다. 그 결과, 최근에 엄청나게 많은 갈색 왜성들이 발견되었다. 사실상 엄청나게 많은 수의 갈색 왜성들이 발견되어 이제는 우리은하에 존재하는 다른 모든 별들을 합친 수보다 이들이 더 많을 것으로 추측하게 되었다.

 

3. 백색왜성이란 무엇인가?

 백색 왜성은 별의 '시체' 중 하나이다. 중간질량이나 소질량 별들은 백색 왜성으로 그 삶을 마감한다. 별의 중심에서 생성되는 핵융합이 줄어듦에 따라 별은 자기 무게에 의해 붕괴되어 플라스마 안에 있는 원자핵이 서로 충돌하게 될 때까지 수축된다. 가까워진 원자가 서로를 미쳐내면서 붕괴는 더 이상 진행되지 않고 멈추게 된다. 이러한 상황을 전자 축퇴라고 부른다. 별의 붕괴는 죽어가는 별의 남은 에너지를 좁은 공간에 모아서 백색으로 뜨겁게 빛나게 만든다. 태양 질량의 백색 왜성은 겨우 지구 크기만 하게 된다. 지름은 100분의 1로 수축되고, 부피는 100만분의 1로 줄어들 것이다. 또 백색 왜성 물질은 한 티스푼의 부피가 몇 톤이나 나간다.

 

 

맨 처음 발견된 백색 왜성은 무엇인가?

20세기 초에, 시리우스(개의 별, 지구에서 볼 때 밤하늘에서 가장 밝은 별)에 대해 연구하던 천문학자들은 밝은 별 가까이에서 아주 작은 동반성을 발견했다. 이 동반성 시리우스 B는 아주 가까운 거리에서 시리우스 주변을 돌고 있었다. 이들의 공동 궤도의 작은 흔들림을 측정하여, 천문학자들은 시리우스 B가 태양보다 질량이 더 크지만 지구보다 더 작다는 결론을 내렸다. 시리우스 B는 처음으로 발견된 백색 왜성이며, 천문학자들에게 알려진 백색 왜성들 중에서 가장 질량이 큰 백색 왜성의 하나로 남아 있다.

4. 백색 왜성의 특성을 처음 설명한 사람은 누구인가?

 영국의 이론천문학자인 아서 스탠리 에딩턴은 당대에 가장 뛰어난 천체물리학자였다. 그는 별의 핵에서 생성되는 엄청난 양의 열이 자체 중력에 의해 별이 붕괴되는 것을 가로막는다는 생각을 처음 주장했다. 그의 저서 ≪별의 내부 구조≫는 별의 진화에 대한 새로운 이론 연구의 시발점이 된 것으로 평가받고 있다. 천문학자들이 시리우스 B의 성질에 대해 당혹스러워하고 있을 때, 에딩턴이 내놓은 설명이 결국 옳다는 것이 밝혀졌다. 시리우스 B의 물질은 전자 축퇴 상태에 있다는 것이었는데, 이는 지구상 어디에서도 찾아볼 수 없는 특별한 상태였다.

 

 

 

5. 어떤 별들은 백색 왜성으로 별의 수명을 마치지 않았다는 것을 처음 주장한 사람은 누구인가?

 인도계 미국인 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르가 처음으로 이러한 아이디어를 내놓았다. 1936년에 찬드라세카르는 시카고 대학에서 강의를 하고 위스콘신의 여키스 천문대에서 연구했다. 그는 오랫동안 시카고 대학에 있으면서 이론 천체물리학 발전에 중요한 공헌을 했는데, 여기에는 별 내부와 우주 안에서의 에너지 전달에 대한 연구가 포함된다. 그는 ≪천체물리학 저널≫의 편집장으로 일하기도 했다. 그러나 찬드라세카르의 업적으로 가장 유명한 것은 별들이 백색 왜성을 지나 다른 물질, 즉 물질이 더 조밀한 상태로 진화할 수 있다는 사실을 발견한 것이다. 그는 당대의 선도적인 천체물리학자로 널리 평가받고 있다.

 

6. 찬트라세카르의 한계는 무엇인가?

 1930년 찬드라세카르는 아인슈타인의 특수상대성이론과 더불어 아서 에딩턴에 의해 처음 제기된 이론을 이용해 어떤 한계 질량 이상의 별은 백색 왜성으로 삶을 마감하지 않는다는 결과를 얻었다. 다른 말로 하면, 별의 핵의 붕괴를 중지시키는 전자 축퇴가 멈출 것이라는 주장인데, 그 이유는 압력이 너무 커지는 바람에 전자들이 너무 빨리 움직이기 시작해 바깥으로 압력을 작용하기 때문이다. 1934년과 1935년에, 그는 태양 질량의 1.4배를 넘는 경우, 별의 핵은 붕괴하여 백색 왜성의 단계를 지나서 보다 밀도가 높고 보다 압축된 무언가로 바뀔 것이라는 계산을 보여주었다.

 비록 이런 특별한 발견은 천체 물리학자들 사이에서 곧바로 받아들여지지 않았으나 , 게성운 펄서가 어떠한 백색 왜성보다도 작고 밀도가 높다는 사실은 찬드라세카르의 계산을 입증해주었다. 이러한 질량의 한계를 오늘날 그의 이름을 기려 찬드라세카르의 한계라 부르고 있다.

 

7. 적색 거성이란 무엇인가?

 적색 거성은 중간질량과 대질량 별이 자신의 주계열 수명을 다하고 난 다음에 맞게 되는 진화 단계의 별이다. 태양과 같은 별이 적색 거성이 되면, 별의 중심에서 새로운 에너지 핵융합 과정이 일어난다. 이러한 새로운 내부 폭발은 별의 플라스마를 바깥으로 밀어낸다. 별의 내부와 외부의 평형이 회복되었을 때는, 별은 원래 지름의 100배에 달하는 크기로 부풀어 오른다. 이렇게 팽창한 별은 대단히 커서 별의 바깥층이 더 이상 이전과 같은 양만큼 별의 물질을 가지고 있지 않으며, 표면 온도는 적색 왜성과 같은 정도의 온도(3000K)로 떨어지게 된다. 태양은 적색 거성이 될 운명이며, 앞으로 50억년 후에 적색 거성이 되면, 수성과 금성을 삼키고 지구 역시 파괴하게 될 것이다.