별이 적색거성으로 팽창하는 이유와 핵융합 반응 원리 정리

별의 바깥 수소층이 팽창하는 이유는 중심핵의 수소가 소진되면서 에너지 생성이 바깥 수소층으로 이동하기 때문이에요. 바깥층이 가열되면 열에너지로 압력이 증가하고, 그 결과 반지름이 크게 늘어나 적색거성이 돼요.

핵융합이란 무엇인가

태양이 열을 내는 이유, 별이 빛나는 이유는 모두 핵융합 반응에 있어요. 핵융합은 두 원자핵이 합쳐져 더 무거운 원자핵이 되는 반응이에요.

이 과정에서 질량이 아주 조금 줄어드는데, 이 줄어든 질량이 에너지로 변환돼요. 아인슈타인의 E=mc² 공식이 바로 이 원리를 설명해요. 작은 질량이라도 빛의 속도(c)의 제곱을 곱하면 엄청난 에너지가 되기 때문에, 별은 핵융합을 통해 수십억 년 동안 빛을 낼 수 있어요.

철 원자핵보다 가벼운 원자핵들은 핵융합 후 질량이 줄어들기 때문에 에너지를 방출해요. 반대로 철보다 무거운 원자핵은 핵융합에 에너지가 필요해요. 그래서 별 내부에서 핵융합으로 만들어지는 원소는 철이 한계예요.

별 내부에서 핵융합이 일어나는 방식

별이 주계열성(우리 태양처럼 안정적으로 빛나는 단계)에 있는 동안에는 중심핵에서 수소가 헬륨으로 변하는 핵융합이 일어나요.

이 핵융합에서 나온 에너지가 복사압을 형성해요. 복사압은 바깥으로 밀어내는 힘이고, 중력은 안으로 당기는 힘인데, 이 두 힘이 균형을 이루면서 별이 안정적인 크기를 유지해요. 이 상태가 수억~수백억 년 동안 이어지는 거예요.

바깥 수소층이 팽창하는 과정

중심핵의 수소가 다 소진되면 이 균형이 깨지기 시작해요.

수소가 없어진 중심핵은 더 이상 핵융합을 못 하기 때문에 복사압이 줄어들어요. 복사압이 줄면 중력을 이기지 못해 중심핵이 수축하기 시작해요. 수축하면 온도가 올라가고, 이 열에너지가 바깥쪽 수소층으로 전달돼요.

바깥쪽 수소층이 충분히 가열되면 그 층에서 핵융합이 시작돼요. 이것을 껍데기 핵융합(shell burning)이라고 해요. 이 에너지가 바깥층의 압력을 높이고, 그 결과 별의 표면이 크게 팽창해요. 반지름이 수백 배까지 커지는 변화가 일어나는 거예요.

적색거성이 되는 단계별 변화

별이 주계열성에서 적색거성이 되는 과정을 순서대로 보면 이렇게 돼요:

1단계 — 주계열성:
중심핵에서 수소가 헬륨으로 핵융합되면서 안정적으로 에너지를 생성해요. 복사압과 중력이 균형을 이루고 있어요.

2단계 — 중심핵 수소 소진:
중심핵의 수소가 점점 줄어들어 결국 헬륨만 남게 돼요. 핵융합이 멈추면서 복사압이 약해지고 중심핵이 수축 시작해요.

3단계 — 껍데기 핵융합:
중심핵의 열이 바깥 수소층으로 전달되면서 수소층에서 핵융합이 시작돼요. 이 에너지가 바깥층의 압력을 높여 팽창을 유도해요.

4단계 — 적색거성 완성:
반지름이 수백 배 커지고 표면적이 크게 늘어나요. 같은 에너지가 더 넓은 표면에 퍼지면서 표면 온도가 낮아져 붉게 보이는 적색거성이 돼요.

적색거성 이후 별의 운명

적색거성 단계가 되면 별의 중심에는 헬륨으로 이루어진 핵이 계속 수축해요. 내부 온도가 약 1억 K에 도달하면 헬륨이 탄소로 바뀌는 헬륨 핵융합이 시작돼요.

이후 별의 운명은 질량에 따라 갈려요.

태양도 약 50억 년 후 적색거성이 될 예정이에요. 그때 반지름이 현재보다 수백 배 커져 지구 궤도 근처까지 확장될 것으로 예측돼요. 이후 외층이 떨어져 나가 아름다운 행성상성운을 만들고, 중심에는 지구만 한 크기의 백색왜성이 남게 돼요.