지금 빛나는 별들도 먼 미래에는 다른 모습이 된다
우주의 미래를 살펴보면, 별이 오래 빛나고 은하의 모습이 달라지다가 점차 별의 잔해가 많아지는 흐름을 그려 볼 수 있다. 태양 같은 별이 생애를 마친 뒤에도 훨씬 오래 빛나는 별이 남는다. 새로운 별을 만들 가스가 줄어들면, 별이 태어나는 일도 점점 드물어질 것으로 예상된다.
천문학자는 나이와 질량이 다른 별, 새 별이 활발하게 태어나는 은하, 오래된 별이 많은 은하를 관측한다. 그 성질을 물리 법칙으로 계산한 결과와 비교하면 시간이 흐를 때 천체가 어떻게 변하는지 알아낼 수 있다. 이런 계산을 현재보다 훨씬 먼 시기까지 이어 가며 미래를 추정한다.
태양은 크게 부푼 뒤 작은 잔해를 남긴다
지금의 태양은 중심에서 수소 원자핵이 합쳐져 헬륨 원자핵으로 바뀌는 핵융합으로 빛난다. 이 상태를 이어 갈 수소가 중심에서 줄어들면 별의 내부 구조도 바뀐다. 항성 진화 모형에서는 태양이 앞으로 약 50억 년 동안 중심의 수소 핵융합을 이어 간 뒤, 바깥층이 크게 부푸는 적색거성 단계로 향할 것으로 예상한다.
커진 태양은 주변 행성의 환경을 크게 바꾼다. 태양의 빛이 얼마나 강해지는지, 바깥층이 어디까지 부푸는지에 따라 행성이 받는 열도 달라진다. 지구가 생명체가 살기 어려운 환경이 되는 시기와, 지구가 끝내 태양 안으로 들어가는지는 따로 살펴야 할 문제다.
태양은 이후 바깥 물질을 우주로 내보내고 작고 뜨거운 중심부를 남길 것으로 예상된다. 이것이 백색왜성이다. 이 잔해도 남아 있는 열을 내보내며 오랫동안 빛난다. 약 50억 년이라는 값은 지금부터 중심의 수소 핵융합을 유지할 시간을 가리키며, 태양이 백색왜성이 되는 날이나 빛을 모두 잃는 날을 뜻하지 않는다.
작고 어두운 별은 태양보다 훨씬 오래 빛난다
태양이 백색왜성이 된 뒤에도 다른 별들은 계속 빛날 수 있다. 별의 수명은 가진 수소의 양뿐 아니라 그 수소를 얼마나 빠르게 사용하는지에도 달려 있다. 태양보다 질량이 작은 적색왜성은 적은 에너지를 천천히 내놓아, 연료가 적어도 더 오래 빛날 수 있다.
특히 질량이 매우 작은 별에서는 뜨거워진 물질이 올라가고 식은 물질이 내려오며 내부가 넓게 섞인다. 이런 움직임을 대류라고 한다. 바깥쪽의 수소도 중심으로 공급되므로, 별 안의 수소를 더 넓게 활용할 수 있다. 일부 저질량 별의 모형은 수명이 수조 년에 이를 것으로 예측한다.
1조 년은 1만 억 년이다. 현재 우주의 나이인 약 138억 년보다 훨씬 긴 시간이다. 이렇게 오래 사는 별이 탄생부터 생애의 끝까지 가는 모습을 아직 관측할 수 없었던 이유도 여기에 있다.
아주 낮은 질량의 적색왜성은 오랜 시간 내부의 수소가 헬륨으로 바뀐 뒤 표면이 더 뜨거워지는 경로를 따를 수 있다. 이를 이론적인 청색왜성 단계라고 부른다. 아직 관측되지 않은 미래의 모습이며, 모든 적색왜성이 같은 경로를 따른다고 볼 수는 없다.
은하에 새 별을 만들 가스가 줄어든다
허블과 ALMA 망원경은 새 별을 거의 만들지 않는 먼 은하들에서 차가운 가스가 부족하다는 증거를 찾았다. 이는 미래의 은하를 촬영한 사진은 아니지만, 별의 탄생에 필요한 재료와 환경을 연구할 단서가 된다.
별의 탄생에는 차가운 가스가 한곳으로 모일 수 있는 환경이 필요하다. 가스의 일부는 별에 들어가 오랫동안 머물고, 별이 생애를 마친 뒤에도 잔해에 남는다. 일부 가스는 별이 내보내는 빛과 물질의 흐름 때문에 뜨거워지거나 은하 밖으로 밀려나, 다시 모이기 어려워지기도 한다.
별은 생애 동안 물질의 일부를 우주에 돌려준다. 이 물질이 다시 식고 모이면 새 별의 재료가 될 수 있다. 하지만 처음의 가스가 매번 모두 되돌아오는 것은 아니다. 우주가 충분히 오래 팽창을 이어 간다는 장기 모형에서는 새 별의 탄생이 드물어지고, 오래 사는 별과 잔해의 비중이 커지는 흐름을 예상한다.
각 은하의 변화가 똑같이 진행되지는 않는다. 은하끼리 가까이 지나가거나 합쳐지는 과정에서 가스가 눌려, 한동안 새 별이 더 활발히 만들어질 수도 있다. 그래서 모든 은하에서 별의 탄생이 같은 날 멈춘다는 시간표를 만들 수는 없다.
우리은하와 안드로메다가 언제 합쳐질지도 확정되지 않았다. 은하의 움직임을 측정한 값과 주변 은하의 중력을 어떻게 반영하는지에 따라 계산 결과가 달라진다. 2025년 연구와 2026년 후속 연구도 서로 다른 합병 가능성을 제시한다. 이 사건을 반드시 일어날 미래의 날짜로 표시하지 않는 이유다.
남은 백색왜성은 아주 오랫동안 식는다
별의 죽음을 거친 뒤에도 모든 천체가 사라지는 것은 아니다. 백색왜성, 중성자별, 블랙홀 같은 잔해가 남을 수 있다. 그중 백색왜성은 중심의 핵융합으로 에너지를 공급받던 별의 시기가 끝난 뒤, 저장된 열을 내보내면서 점점 어두워진다.
이 냉각을 아주 먼 미래까지 이어 생각하면, 거의 빛나지 않는 백색왜성을 예상할 수 있다. 이런 이론적인 상태를 흑색왜성이라고 부른다. 현재 우주는 백색왜성이 그만큼 식기에 충분히 오래되지 않았다고 보며, 발견된 흑색왜성도 없다.
거의 빛나지 않는다는 말이 정확히 절대영도에 도달한다는 뜻은 아니다. 물질의 내부 변화와 주변에서 받는 에너지도 냉각에 영향을 준다. 흑색왜성이 되는 데 필요한 시간을 하나의 정확한 숫자로 정하기 어려운 이유다.
먼 미래일수록 아직 모르는 조건이 중요해진다
태양이 거성을 거쳐 잔해를 남긴다는 예측은 여러 별의 관측과 진화 이론으로 확인한다. 수조 년 뒤의 별이나 그보다 더 오래 식은 잔해를 다룰 때는, 지금 검증한 물리가 훨씬 긴 시간에도 어떻게 작용할지 따져야 한다. 둘 다 계산에 근거하지만, 직접 관측과 비교할 수 있는 범위에는 차이가 있다.
우주 전체의 팽창이 앞으로 어떻게 변할지도 중요한 조건이다. 팽창이 빨라지는 현상을 설명하기 위해 도입한 암흑에너지의 성질은 아직 밝혀지지 않았다. 물질을 이루는 입자가 영원히 안정한지 같은 문제도 매우 먼 미래의 잔해를 계산할 때 영향을 줄 수 있다.
따라서 이 글의 장면들은 확정된 미래를 찍은 사진이나 일정한 간격의 연표가 아니다. 현재 관측한 천체에서 출발해, 어떤 변화가 예상되고 어떤 조건이 더 필요한지 살펴보는 설명 모형이다. 별과 은하의 변화에서 더 나아가 우주 전체가 어떤 마지막 상태에 이를지는 별도의 질문으로 남는다.