현재 밤하늘에 보이는 모든 별은 같은 방식으로 시작되었습니다: 분자 구름 내부를 표류하는 찬 가스로서. NASA 과학에 따르면, 이 구름들은 주로 수소와 먼지로 구성되어 있으며, 가스가 함께 뭉칠 수 있을 정도로 충분히 차갑고, 난류가 중력적으로 불안정한 매듭을 만드는 밀집한 포켓을 생성합니다.
분자 구름에서의 탄생
분자 구름 내의 밀집한 매듭이 충분히 거대해지면, 자신의 중력 아래에서 붕괴됩니다. 유럽우주기구의 교육 포털은 은하계의 나선팔에서 발견되는 가스의 거대한 구름인 성운을 이 과정의 원료로 설명하며, 성운이 근처 초신성 폭발이나 구름 간의 충돌과 같은 외부 트리거에 의해 붕괴되도록 설정될 수 있음을 언급합니다.
천문대 그룹인 라스 쿰브레스 천문대는 약 1.2 광년에 걸친 모델링된 분자 구름과 약 10 켈빈 (-263도 섭씨)으로 관련된 규모를 보여줍니다 — 절대 영도에 가깝습니다. 이러한 구름이 붕괴될 때, 그것은 회전하기 시작하여 중앙에 밀집한, 따뜻해지는 중핵이 있는 디스크로 평평해집니다.
원시별에서 진정한 별로
그 따뜻해지는 중핵을 원시별이라고 부릅니다. 라스 쿰브레스 천문대에 따르면, 원시별은 중력 수축의 열만으로 빛나며 — 아직 융합의 의미에서는 별이 아닙니다. ESA의 교육 자료는 주변 원시별 디스크가 강착을 통해 중핵에 질량을 계속 공급하는 동안, 젊은 천체의 회전하는 자기장이 남은 가스와 먼지를 점차적으로 제거하는 바깥쪽으로 흐르는 바람과 제트를 구동한다는 점을 추가합니다.
원시별은 중핵 온도가 약 1000만 켈빈을 초과할 때까지 계속 수축하고 가열됩니다. 그 시점에서, 수소 핵은 헬륨으로 융합되어 에너지를 방출하고 추가 붕괴를 중단할 수 있습니다. NASA 과학과 ESA는 모두 이 순간 — 지속적인 수소 융합의 점화 — 을 원시별이 주계열 별이 되는 시점으로 식별합니다. 라스 쿰브레스 천문대에 따르면, 이 주계열 전 수축 단계의 길이는 질량에 크게 좌우됩니다: 고질량 원시별은 약 100만 년 만에 별로 붕괴할 수 있으며, 태양과 같은 원시별은 약 5000만 년이 걸리고, 저질량 원시별은 1억 년 이상이 걸릴 수 있습니다.
주계열: 길고, 질량에 의존하는 중년기
융합이 시작되면, 별은 주계열에 진입하며, 이는 인생의 대부분을 중핵에서 수소를 헬륨으로 변환하는 데 소비하는 안정적인 단계입니다. NASA 과학은 모든 별이 이런 방식으로 인생의 대부분을 살아간다고 주장하지만, 그 단계가 얼마나 오래 지속되는지는 거의 전적으로 질량에 달려 있습니다: 더 거대한 별은 더 큰 연료 비축량으로 시작하지만, 더 작은 별보다 훨씬 더 빠르게 수소를 태웁니다.
항성 타입별 주계열 수명 및 가능한 운명 (ESA)| 항성 타입 | 대략적인 질량 (태양 질량) | 대략적인 주계열 수명 | 가능한 최종 운명 |
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| O 타입 | 약 40 | 약 100만 년 | 초신성; 남은 것이 중성자별 또는 블랙홀이 됨 |
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| G 타입 (태양과 유사) | 약 1.1 | 약 80억 년 | 적색 거성, 그 다음 백색 왜성 |
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| M 타입 (적색 왜성) | 약 0.5 | 약 560억 년 | 여전히 주계열 위에 있음; 백색 왜성 단계는 우주의 현재 나이를 훨씬 초과함 |
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ESA의 항성 진화 교육 자료에서 도출된 이 수치들은 왜 가장 거대하고 가장 뜨거운 별들이 또한 가장 수명이 짧은지를 보여줍니다: 약 40 태양 질량의 O 타입 별은 약 100만 년 만에 타버리는 반면, 태양 질량의 약 절반인 적색 왜성은 이론적으로 수십억 년 동안 수소를 융합할 수 있으며, 이는 우주가 존재해온 기간보다 깁니다.
죽음: 세 가지 다른 결말
NASA 과학과 ESA는 별의 질량이 또한 그것이 어떻게 죽는지를 결정한다는 데 동의합니다. 태양과 같은 저질량 별들은 중핵의 수소가 고갈될 때 적색 거성으로 팽창한 다음, 행성상 성운인 빛나는 가스 껍질로 외층을 벗어내며, 백색 왜성이라고 불리는 뜨겁고 극도로 밀집한 중핵을 남깁니다. ESA는 백색 왜성이 입방 센티미터당 1,000킬로그램 이상의 밀도에 도달한다고 설명하며, 그 다음 막대한 시간 척도에 걸쳐 천천히 냉각됩니다.
약 8개 이상의 태양 질량을 가진 별들은 훨씬 더 폭력적인 결말을 맞이합니다. ESA의 자료는 중질량 별들 (약 8-20 태양 질량)이 탄소, 산소, 네온, 규소, 철의 연속적인 융합 단계를 거친 후 II형 초신성에서 재앙적으로 붕괴하여 중성자별을 남긴다고 설명합니다. NASA 과학은 유사하게 태양보다 훨씬 더 거대한 별들이 그들 내부에서 만들어진 원소들을 우주로 다시 흩어지게 하는 초신성 폭발에서 끝난다는 점을 언급합니다.
가장 거대한 별들의 경우, ESA는 붕괴되는 남은 중핵이 약 3개의 태양 질량을 초과하면, 중성자별을 지탱하는 극단적인 압력도 그것을 유지할 수 없으며, 그것은 더 블랙홀로 붕괴한다고 명시합니다 — 천체는 NASA 과학이 "빛도 탈출할 수 없을 정도로 강렬한" 중력을 가지고 있다고 설명하는 물체입니다.
새로운 별로 재활용됨
죽어가는 별이 방출하는 물질은 사라지지 않습니다. NASA 과학은 초신성에서 방출되거나 죽어가는 태양과 같은 별에서 방출되는 물질이 별간 매질로 돌아가며, 융합에 의해 만들어진 원소들로 그것을 풍부하게 하고, 새로운 별들 — 그리고 잠재적으로 새로운 행성계들 — 이 남은 것들에서 형성되도록 한다는 점을 언급합니다. 붕괴, 융합, 그리고 분산의 이 순환은 천문학자들이 총체적으로 항성 생명 주기라고 부르는 것입니다.
