별의 시작은 우주에 떠 있는 가스 구름이다
별은 우주에 퍼져 있던 가스가 중력으로 한곳에 모이면서 만들어진다. 우주에는 차가운 가스와 먼지가 구름처럼 모여 있는 곳이 있다. 이런 구름의 일부가 안쪽으로 모여들면, 가운데에 가스가 점점 빽빽하게 쌓이고 뜨거워진다. 오늘날 많은 별은 이처럼 가스 구름 속에서 탄생을 시작한다.
이 구름의 주재료는 수소다. 차가운 구름 안에서는 수소 원자 두 개가 짝을 이룬 수소 분자가 풍부해, 이런 구름을 분자 구름이라고 부른다. 가스 사이에는 아주 작은 고체 알갱이인 먼지도 섞여 있다. 커다란 구름 하나에서 여러 별이 만들어질 수 있다.
가스가 모여들면 가운데가 빽빽하고 뜨거워진다
가스 구름 안에는 다른 곳보다 물질이 빽빽하게 모인 부분이 있다. 그 안의 물질은 중력으로 서로 끌어당긴다. 가스가 주변을 밀어내는 압력이나 구름 속 움직임도 있어서, 모든 곳이 곧바로 뭉치지는 않는다. 중력이 이런 효과를 이겨 내는 곳에서는 가스가 안쪽으로 모여들며 차지하는 공간이 줄어드는데, 이 변화를 수축이라고 한다.
가스가 안쪽으로 떨어져 압축되는 과정에서는 열이 생긴다. 처음에는 가스와 먼지가 에너지를 빛으로 내보내기 쉬워, 구름이 비교적 차가운 상태를 유지할 수 있다. 하지만 가운데에 가스가 아주 빽빽하게 쌓이면 에너지가 빠져나가기 어려워진다. 열이 쌓이면서 차가운 구름 속에 뜨거운 중심부가 생긴다.
구름의 모든 물질이 별 하나로 들어가지는 않는다. 구름이 여러 부분으로 나뉘거나, 가까운 별이 내는 빛과 물질의 흐름이 주변 가스를 흩어 놓기도 한다. 자기장과 불규칙한 기체의 운동도 수축 과정에 영향을 준다.
원시별은 물질을 모으는 동안에도 빛난다
가운데에 모인 가스는 뜨거운 덩어리를 이루고, 주변의 가스도 계속 그쪽으로 끌려온다. 이렇게 구름의 중심에서 물질을 모으며 만들어지는 어린 천체가 원시별이다. 여기서 자란다는 것은 주변 가스가 더해져 물질의 양이 늘어난다는 뜻이다.
원시별은 이때부터 빛을 낸다. 가스가 안쪽으로 떨어지고 압축되는 과정에서 나온 에너지 덕분이다. 훗날 태양처럼 중심의 수소 핵융합으로 오래 빛나는 단계에 이르기 전에도 빛을 낼 수 있다.
모여드는 가스는 회전하고 있어 모두 곧장 가운데로 떨어지지는 않는다. 일부는 원시별 주위를 돌며 납작한 원반 모양으로 모인다. 이 원반에서 가스가 안쪽으로 이동하면 원시별에 물질이 더해진다. 반대로 바깥으로 뿜어져 나가는 물질도 있어, 구름의 재료가 전부 별에 들어가는 것은 아니다.
태양과 비슷한 질량의 별에서는 주변 물질을 활발히 모으는 시기가 지난 뒤에도 수축이 이어진다. 질량은 천체를 이루는 물질의 양이며, 겉으로 보이는 크기와는 구분한다. 어린 별이 수축하면서 크기가 줄어드는 동안 중심의 온도는 더 높아질 수 있다.
중심의 수소 핵융합이 긴 주계열 단계를 연다
중심에 가스가 충분히 빽빽하게 모이고 온도가 높아지면, 수소 원자의 중심에 있는 원자핵들이 합쳐져 헬륨 원자핵으로 바뀌는 반응이 이어진다. 이 반응이 수소 핵융합이며, 별이 빛을 내는 데 필요한 에너지를 공급한다. 중심의 수소 핵융합으로 오랫동안 빛나는 시기를 주계열 단계라고 한다. 지금의 태양도 이 단계에 있다.
별 안에서는 물질을 안으로 끌어당기는 중력과, 뜨거운 가스와 빛이 바깥쪽으로 밀어내는 압력의 효과가 대체로 균형을 이룬다. 핵융합은 별이 계속 에너지를 내보내도 이 상태를 오래 유지할 수 있게 해 준다. 원시별도 이미 빛나고 있었지만, 이제 그 빛을 오랫동안 이어 갈 에너지원이 자리 잡은 것이다.
여기서 구분하는 것은 중심의 수소 핵융합을 오래 유지하는 단계다. 그 전에 중수소라는 다른 형태의 수소가 반응하는 경우도 있으므로, 어린 천체에 핵반응이 전혀 없다고 설명할 수는 없다.
모인 질량이 충분하지 않으면 중심에서 수소 핵융합을 오래 유지하지 못할 수 있다. 갈색왜성이 그런 천체다. 경계가 되는 질량은 물질의 조성 같은 조건에도 영향을 받는다. 얼마나 많은 물질을 모았는지는 별이 된 뒤의 수명과 최후에도 이어진다.
적외선 관측으로 먼지에 가린 탄생 과정을 살핀다
원시별이 빛나더라도 짙은 먼지가 사람 눈에 보이는 빛을 가릴 수 있다. 천문학자는 적외선과 전파처럼 눈에 보이지 않는 파장의 빛을 이용해 안쪽 천체와 주변 물질을 조사한다. 관측하는 파장에 따라 드러나는 구조와 물질의 성질도 다르다.
제임스 웹 우주망원경은 L1527이라는 구름 안의 원시별 주변을 적외선으로 관측했다. 원반은 옆에서 바라본 어두운 띠로 보이며, 그 위아래로 빠져나온 빛이 주변 공간을 비춘다. 이 관측은 원시별을 둘러싼 물질이 어떻게 배치되어 있는지 보여 준다. 공개된 이미지의 색은 적외선 자료를 눈에 보이는 색으로 대응시킨 것이다.
천문학자는 서로 다른 단계에 있는 천체를 관측하고 물리 법칙에 따른 모형과 비교해 탄생 과정을 재구성한다. 한 장의 관측 사진에는 특정 시기의 모습이 담겨 있다. 설명 모형은 여러 관측을 연결해 큰 흐름을 보여 주지만, 실제 별마다 같은 시간표가 적용되지는 않는다.
별 주변에 남은 물질은 행성계로 이어질 수 있다
어린 별 주위의 원반에서는 고체 알갱이가 모여 더 큰 물체를 만드는 과정이 진행된다. 그중 일부는 행성과 작은 천체의 재료가 될 수 있다. ALMA 전파망원경이 관측한 어린 별 HL Tau의 원반에는 밝고 어두운 고리 구조가 있다. 이런 구조는 행성 형성을 연구할 단서지만, 고리 하나마다 행성이 확인되었다는 뜻은 아니다.
태양계도 어린 태양 주위의 가스와 먼지에서 형성되었다. 혜성 같은 작은 천체를 조사하면 당시 재료의 성분을 알아볼 수 있다. 그 재료에는 초기 우주에서 유래한 수소와 헬륨뿐 아니라 앞선 세대의 별이 남긴 성분도 섞여 있다.
우주의 첫 별은 거의 수소와 헬륨으로 이루어진 가스에서 출발했으므로, 오늘날의 먼지 많은 구름과 환경이 달랐다. 이 글의 단계 모형은 현재 우주에서 태양과 비슷한 질량의 별이 자라는 대표 경로를 설명한다. 이렇게 태어난 별이 긴 생애 끝에 무엇을 남기는지는 별의 죽음으로 이어진다.