지구과학 고2 태양계 천체와 별과 우주의 진화

거성과 초거성

수소 고갈 후 헬륨 핵융합으로 외층이 팽창해 거성이 되고, 고질량 별은 초거성으로 진화해 초신성 폭발로 생을 마친다.

중심의 수소가 떨어진 별은 핵이 수축하고 그 바깥 껍질에서 수소 핵융합이 새로 시작되면서 바깥층이 크게 부풀어 거성이 되며, 질량이 아주 큰 별은 초거성이 되었다가 초신성 폭발로 생을 마칩니다.

거성은 별이 늙어 '헐렁해진' 모습입니다. 안쪽은 오히려 더 쪼그라들고 뜨거워지는데 바깥은 크게 부풀어 식습니다 — 중심과 표면이 정반대로 움직인다는 것이 이 단계의 핵심입니다.

쉽게 말하면

별의 진화에서 주계열의 끝을 보았습니다. 중심의 수소가 바닥나면 핵융합이 멈추고, 안에서 밀어 주던 압력이 약해지면서 헬륨으로 채워진 중심핵이 중력에 눌려 수축하기 시작합니다.

그런데 수축하면 온도가 올라갑니다. 뜨거워진 핵이 바로 바깥쪽을 데우면, 아직 수소가 남아 있던 그 껍질에서 새로운 수소 핵융합이 불붙습니다. 이 껍질 연소는 중심에서 하던 것보다 오히려 더 격렬해서, 여기서 쏟아진 에너지가 별의 바깥층을 바깥으로 크게 밀어냅니다.

그 결과가 거성입니다. 반지름이 수십에서 수백 배로 커지고, 같은 에너지가 훨씬 넓은 표면으로 퍼지니 표면 온도는 오히려 떨어져 붉어집니다. 그래서 '적색' 거성입니다. 표면이 식었는데도 광도는 태양보다 훨씬 큽니다 — $L \propto R^{2} T^{4}$ 에서 $T$ 가 줄어드는 것보다 $R^{2}$ 가 커지는 효과가 압도적이기 때문입니다. H-R도의 오른쪽 위가 이들의 자리입니다.

핵이 계속 수축해 온도가 더 오르면, 이번에는 헬륨이 융합해 탄소를 만들기 시작합니다. 질량이 태양 정도인 별은 대체로 여기까지입니다. 반면 질량이 아주 큰 별은 중심 온도가 훨씬 높이 오를 수 있어, 탄소·산소·... 를 거쳐 결국 철에 이르기까지 더 무거운 원소를 차례로 융합합니다. 이런 별이 초거성이고, 크기와 광도가 거성보다도 훨씬 큽니다.

융합이 철에 도달하면 더 이상 에너지를 낼 수 없습니다. 지지대를 잃은 중심핵이 급격히 붕괴하면서 초신성 폭발이 일어납니다.

이렇게 나타납니다

예시 1

표면은 식었는데 왜 더 밝을까

$L \propto R^{2} T^{4}$

표면 온도가 절반으로 떨어지면 $T^{4}$ 항은 $1/16$ 이 됩니다. 그런데 반지름이 $100$ 배가 되면 $R^{2}$ 항은 $10000$ 배가 됩니다. 곱해 보면 광도는 여전히 수백 배로 커집니다. 거성이 붉으면서도 밝은 이유가 이 곱셈 안에 다 들어 있습니다.
예시 2

거성의 밀도는 얼마나 작을까

거성은 질량은 크게 달라지지 않았는데 부피만 어마어마하게 커진 상태입니다. 같은 질량이 훨씬 넓은 공간에 퍼졌으니 평균 밀도는 극도로 작아집니다. '크다'와 '무겁다'가 별개라는 것을 보여 주는 대표적인 예입니다.
예시 3

태양의 미래

태양도 언젠가 중심의 수소를 다 쓰고 적색 거성으로 부풀 것입니다. 다만 태양은 초거성이 되거나 초신성으로 폭발할 만큼 무겁지 않아, 부푼 바깥층을 조용히 흘려보내고 뜨거운 중심핵만 백색왜성으로 남길 것으로 봅니다.

자주 하는 오해

별이 부푸는 것을 '중심이 함께 커지는 것'으로 생각하기

이렇게 생각하기 쉬움거성이 되면 별이 통째로 커지니 중심핵도 함께 팽창한다

실제로는정반대입니다. 중심핵은 수축하고 뜨거워지며, 바깥층만 크게 팽창하고 식습니다. 안과 밖이 서로 반대 방향으로 움직입니다.

출발점이 '중심의 핵융합이 멈춰 밀어 주는 힘이 사라진 것'이기 때문입니다. 지지대를 잃은 핵은 중력에 눌려 줄어들 수밖에 없습니다. 별이 부풀어 오르는 에너지는 그 수축한 핵이 데워 놓은 껍질에서 새로 시작된 핵융합에서 나옵니다. '핵은 쪼그라들고, 그 열로 껍질이 타고, 그 힘으로 바깥이 부푼다' — 이 순서를 놓치면 거성이 왜 붉어지는지도 설명할 수 없습니다.

붉은 별은 어두울 것이라고 생각하기

이렇게 생각하기 쉬움적색 거성은 표면 온도가 낮으니 태양보다 어두울 것이다

실제로는표면

1 m^{2}

당 내놓는 에너지는 태양보다 적지만, 그 표면이 어마어마하게 넓어서 전체 광도는 태양보다 훨씬 큽니다.

'뜨겁다 = 밝다'는 직관은 크기가 같을 때만 통합니다. 광도는 단위 면적당 방출량(

T^{4}

)에 표면적(

R^{2}

)을 곱한 값이고, 거성에서는

R

이 수십~수백 배로 벌어지므로 표면적 쪽이 승부를 결정합니다. H-R도에서 오른쪽 위(저온·고광도)라는 구역이 실제로 존재한다는 사실 자체가 이 오해를 반박합니다.

선수 개념 — 이걸 먼저 알아야 해요

별의 진화고2

이후 개념 — 이 개념을 배우면 이어집니다

초신성고3

같은 단원의 개념 — 태양계 천체와 별과 우주의 진화

자주 묻는 질문

Q1거성과 초거성은 무엇이 다른가요?

출발할 때의 질량이 다릅니다. 질량이 클수록 중심 온도가 더 높이 올라 더 무거운 원소까지 융합할 수 있고, 별은 더 크고 더 밝아집니다. 초거성은 거성보다 반지름도 광도도 훨씬 큽니다. 그리고 최후가 갈립니다 — 초거성만이 초신성 폭발로 끝납니다.

Q2왜 융합이 철에서 멈추나요?

철은 원자핵 중에서 가장 안정한 축에 속해, 철보다 무거운 원소를 만드는 융합은 에너지를 내놓기는커녕 오히려 흡수합니다. 그래서 철이 쌓이는 순간 별은 스스로를 떠받칠 에너지를 더 이상 만들 수 없게 되고, 중심이 붕괴합니다.

Q3거성 단계는 얼마나 오래가나요?

주계열에 비하면 훨씬 짧습니다. 그래서 하늘에서 만나는 별 중 거성의 비율이 작습니다. 별의 일생에서 대부분의 시간은 주계열이 차지합니다.

교육과정 2022 개정 · 고2 지구과학 · 태양계 천체와 별과 우주의 진화 수록 기본 (교육과정 단원)

출처 교육부 고시 제2022-33호 (2022 개정 교육과정) · NCIC 국가교육과정정보센터

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