존재해서는 안되는 별

 

 

은하 R 136a에 있는 별의 특징은 무엇인가요?

 

은하 R 136a에 있는 태양의 700배 규모의 별은 약 144억 년의 나이 추정치가 돼요.

1세대 별들은 별의 밝기와 온도를 기반으로 진단할 수 있어요.

천문학자들은 별질량통계 분석과 관측 결과의 차이를 발견하여 이를 고민하고 있답니다.

별의 형성 과정에서 중력과 열압력이 격돌하고, 반죽되어 덩치가 커지고 내부 열이 증가하는 과정을 거치며, 안정성을 유지하는 딱 적당한 온도와 질량이 필요해요.

그 결과 무한정 무거운 별은 만들어질 수 없어요.

초신성 R 136a의 태양의 700배 규모의 BFO (R136a1)는 이론상으로 가능한 한계를 넘어선 광학 별 중 하나예요.

 

 

별이 되기 위한 진스 질량과 구름의 성장 과정

 

가스 구름이 수축하면 밀도와 온도는 올라가게 되고, 구름이 수축할 때 최소한의 질량을 갖추어야

안정적인 별로 성장할 수 있으며, 이를 진스 질량이라고 해요.

반면 구름이 수축하면 수축할수록 밀도는 더 높아져서, 진스 질량이 줄어들어 작은 덩어리로 쪼개지며

이를 프래그 테이션 혹은 분화 과정이라고 해요.

이 과정을 통해 하나의 거대한 구름이 작고 작은 덩어리의 성처럼 많은 별들로 이루어진 성간 구름으로 성장하게 되죠.

누적된 질량이 지나치게 가볍게 되면 충분한 열압력이 부족하여 정상적인 핵융합이 일어나지 않아 

브라운 드워프(실패한 별)라고 해요.

반면 별의 질량이 너무 무거워지면 고온&고압으로 인한 폭발로 초신성이 됩니다

 

 

별빛을 내기 위해서 필요한 것은?

 

별빛을 내기 위해서는 지름 뿐만 아니라 밀도도 중요한 거예요.

이를 통해 작은 크기의 블랙홀은 질량이 매우 무겁다고 해요.

별빛의 색은 온도에 따라 다른데, 온도가 높을수록 별빛은 파란색에 가깝다는 사실도 알아봤어요.

학교에서는 파란색과 빨간색을 좋아하겠지만, 과학적으로 별이 뜨거울수록 파란색에 가까워진다는 걸 감안해야죠.

예전에는 '푸른 빛보다 더 뜨거운 붉은 빛'이라는 멘트를 사용하기도 했지만, 과학적으로 말이 안 되었다는 걸 깨닫고 결국 뜨거울수록 푸른색이 되어야 한다는 걸로 정정된 적도 있답니다.

 

 

별의 밝기와 색깔만으로 추측할 수 있는 것은?

 

별을 관측하면 밝기와 색깔을 알 수 있어요.

이 두 가지로 별의 크기와 온도를 추측할 수 있답니다.

별의 색깔과 밝기를 높은 정밀도로 측정하기 위해 망경을 사용해요.

별들이 대각선 모양으로 분포하는데, 이는 온도가 미지근한 별이 어두우고, 높은 별일수록 밝기가 크기 때문이죠.

이러한 별들은 천문학에서 주류에 해당해 '주계열 별'이라고 부르고 있어요.

 

 

별의 크기와 온도에 대해서

 

적색 거성들은 온도가 미지근 하면서 붉게 빛나면서 사이즈가 큰 별들이예요.

별들의 크기는 별의 표면 온도와 큰 관계가 있어, 사이즈가 크므로 엄청 밝은 빛을 내뿜게 된답니다.

복잡한 가정과 공식으로 별의 온도와 절대 밝기를 계산하면, 같은 거리에서 별이 얼마나 밝게 보일 지 비교가 가능해요.

천문학에서는 이런 별들을 거리에 상관 없이 온도와 절대 밝기로 비교한다는 것도 알고 있죠.

거리가 멀어지면 더 어둡게 보이는 반면 안의 온도나 크기는 거리에 상관 없이 유지된다는 것도요.

 

 

천문학에서의 큰 별들과 초신성 폭발

 

초신성 폭발을 앞둔 베텔기우스는 80만년 안에 터질 거라는 말이 일반적이라고 해요.

그러나 최근 일부 관측에서는 100년 안에 터질 수도 있다고 하죠.

R 136a는 현재까지 관측한 별 중 가장 큰 별 중 하나이고, 마젤란 은하에 존재합니다.

과거 천문학자들 사이에서 논란이 된 나이측정 기록중 하나인, 나이가 우주보다 더 많게 나온 별도 존재하죠.

이 별은 '무드셀라 별'이라고도 불리는데, 이는 최장수 등장인물 중 한 명인 '무두셀라'에게서 이름을 따왔답니다.

 

 

어떤 특징을 가진 별의 나이를 측정할 수 있나요?

 

관측 결과, 130~150억 년이 최대 가능한 우주의 나이입니다.

별 내 무거운 원소의 양으로 별의 나이를 측정할 수 있습니다.

빅뱅 직후에는 수소와 헬륨 외에는 다른 원소가 없으며, 별이 진화하고 사라질 때 원소가 우주에 떠납니다.

그래서 새로운 별들은 보다 많은 원소로 형성돼요.

우리 태양은 알려진 세대로는 첫 번째, 두 번째, 세 번째 세대의 별로 추정돼요.

 

 

1세대 별의 특징과 문제점은?

 

1세대 별에서는 수소와 헬륨 가벼운 성분으로만 별을 만들다 보니, 내부 온도가 너무 높아

핵융합 반응이 빨리 일어났고 지나치게 뜨거워져 내부의 연료를 순식간에 다 사용해버렸어요.

이로 인해 무거운 원소가 없었기 때문에 내부의 압력이 지나치게 높았고, 그래서 더 많은 중력이

필요해져 굉장히 무거웠답니다.

또한, 1세대 별은 핵융합 반응이 너무 빠르게 일어나기 때문에 수명이 매우 짧았으며

전체적으로 자주 등장하지 않기 때문에 관측하기가 어려운 난제 중 하나입니다.

 

 

중력 렌즈로 별들을 관측한 결과는?

 

지난 1-2년간 제임스 앱이 1세대 별들을 중력 렌즈로 관측하여 별들의 흔적을 확인하고 있어요.

약 135억 년 전에 존재한 1세대 별은 우주의 나이 대비 138억 년 전으로 추정되는데

이 별들은 수명이 짧아 관측 기회가 한정적이라고 해요.

기존에 생각했던 초기 우주와는 다르게, 빅뱅 직후의 어린 우주가 현재의 우주와 차이가

있을 수도 있다는 결과가 나왔어요.

초기 우주 연구에서는 별이 생성되는 조건, 은하의 진화 속도, 블랙홀의 집어삼키는 속도 등을 연구해왔지만

최근의 관측 결과는 기존의 가정과 다른 결과를 보여주고 있어요.

 

 

무엇을 추가 관측하려고 할까요?

 

운 좋게도, 지난 수십 년간 우주 관측 기술이 발전하여, 초기 우주에서는 관측할 수밖에 없었던

 미지의 질서들이 발견되고 있어요.

앞으로 추가적인 관측을 통해 초기 우주에서의 생태가 어떻게 변화하고 있는지를 더 명확하게

파악할 수 있을 것으로 예상돼요.