별이란 무엇인가

태양은 1초마다 질량 약 426만 톤을 빛과 열로 바꿉니다.

스스로 뭉쳐 있는 가스 공

맑은 밤에 하늘을 올려다보면, 자리를 옮겨 다니지 않는 빛점은 하나하나가 모두 별입니다. 별은 우리 태양과 같은 해인데, 다만 훨씬 더 멀리 떨어져 있을 뿐입니다. NASA는 별을 뜨거운 가스로 된 거대한 공이라고 설명합니다. 그 가스는 대부분 수소이고, 헬륨이 조금 있으며, 다른 원소가 아주 조금 섞여 있습니다. 우리가 가까이에서 자세히 연구할 수 있는 별은 태양 하나뿐입니다. 태양의 보이는 표면은 원자 수로 따져서 수소가 약 91%이고 헬륨이 약 9%입니다. 그리고 산소, 탄소, 네온, 질소, 철 같은 몇몇 원소가 100만분의 몇 정도 단위로 들어 있습니다.

별 안에서는 끝나지 않는 줄다리기가 벌어지고 있습니다. 한쪽에서는 중력이 가스 하나하나를 모두 중심 쪽으로 끌어당깁니다. 다른 쪽에서는 뜨거운 가스의 압력이 바깥쪽으로 밀어냅니다. 이 두 힘이 서로 맞서 균형을 이루면, 별은 수백만 년에서 수십억 년 동안 같은 크기를 유지합니다. 태양은 아주 크기 때문에, 이 균형을 이루려면 중심이 엄청나게 무거운 짐을 견뎌야 합니다. NASA의 모형에 따르면 태양 중심의 압력은 해수면 기압의 약 2,500억 배이고, 중심의 온도는 약 1,570만 K입니다.

에너지는 어디에서 오는가

이렇게 뜨거운 온도에서는 수소 원자핵끼리 아주 세게 부딪혀서 서로 합쳐집니다. 수소 원자핵은 양성자 하나로 되어 있습니다. 여러 단계로 이어지는 반응을 거치면, 양성자 네 개가 마지막에 헬륨 원자핵 하나가 됩니다. 이렇게 생긴 헬륨은 원래의 양성자 네 개보다 무게가 조금 가볍습니다. 모자란 만큼의 질량은 아인슈타인의 E = mc²에 따라 에너지가 되어 빠져나갑니다. 태양 자료집에 적힌 질량 변환율은 1초에 42억 6천만 kg이고, 이것을 톤으로 바꾸면 426만 톤입니다. 아주 많은 양처럼 들리지만, 태양의 질량은 1.9884 × 10³⁰ kg이나 됩니다. 그래서 태양은 이렇게 수십억 년 동안 계속 버틸 수 있습니다.

이렇게 생긴 에너지는 별 밖으로 한꺼번에 빠르게 빠져나오지 않습니다. NASA에 따르면 중심에서 나온 빛은 먼저 복사층에서 이리저리 튕겨 다닙니다. 그다음 대류층에서는 위로 올라가는 뜨거운 플라스마 거품이 에너지를 바깥으로 실어 나릅니다. 이렇게 중심에서 대류층 꼭대기까지 가는 데에는 약 17만 년이 걸립니다. 하지만 표면을 떠난 햇빛은 지구까지의 거리 1억 4,960만 km를 약 8.3분 만에 건너옵니다. 태양이 내놓는 에너지 전체를 광도라고 부르며, 그 값은 3.828 × 10²⁶ W입니다. 천문학자들은 이 값을 하나의 단위로 씁니다. 예를 들어 광도가 10인 별은 태양 10개만큼의 에너지를 내보냅니다.

평범한 별

태양의 지름은 139만 km로 지구 지름의 109배입니다. 태양 안을 가득 채우려면 지구가 130만 개나 필요합니다. 그런데도 NASA는 태양을 중간 크기의 별이라고 부릅니다. 모형에서 확대 슬라이더를 오른쪽으로 옮겨 보세요. 주황색 거성인 아르크투루스는 태양보다 약 25배 넓고, 베텔게우스는 약 700배나 넓습니다. 슬라이더를 왼쪽으로 옮기면 적색 왜성 프록시마 센타우리가 나옵니다. 이 별은 태양 다음으로 우리에게 가장 가까운 별인데, 너비는 태양의 약 7분의 1에 불과합니다. NASA는 우리은하 하나에만 별이 1,000억 개 넘게 있다고 추정합니다. 그리고 우주 전체에는 별이 최대 1자 개까지 있을 수 있다고 봅니다. 1자는 1 뒤에 0이 24개 붙은 수입니다.

태양의 분류 표기는 G2 V입니다. 여기서 G라는 글자와 2라는 숫자는 태양의 표면 온도인 5,772 K를 나타냅니다. 로마 숫자 V는 태양이 왜성이라는 뜻입니다. 다시 말해 태양은 주계열성이고, 아직도 중심에서 수소를 태우고 있는 별입니다. NASA에 따르면 태양의 나이는 46억 살이고, 태양은 일생의 절반에 조금 못 미치는 지점에 와 있습니다. 태양이 적색 거성으로 부풀기 시작하기까지는 약 50억 년이 남아 있습니다. 이 두 가지 표기의 뜻은 뒤의 단원들에서 자세히 설명합니다.