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안녕하세요 여러분! 제 블로그에서 오늘 하루도 좋은 시간 보내세요.

GMC, 거대 분자 구름으로 별의 탄생의 산실이다.

  항성의 탄생은 거대 분자 구름(Giant molecular cloud, GMC)의 중력붕괴로 부터 시작한다. 통상적인 GMC 의 크기는 대략 100광년 (9.5
×1014 km) 정도 되며 대략 태양 질량의 6백만배에 달한다. 붕괴가 시작되면 GMC 는 작은 조각들로 나뉘어 지는데 각 조각들로 부터 붕괴된 가스로 부터 중력에 의한 위치에너지 (gravitational potential energy) 가 열 형태로 방출된다. 따라서 조각들의 온도와 압력이 증가함에 따라 조각들은 회전하는 뜨거운 가스 구 형태로 뭉치게 되는데 이를 원시성(protostar) 이라 한다.
 

원시성

질량이 0.08 M
(1.6×1029 kg, 여기서 M⊙ 는 태양의 질량을 말한다)정도 되는 원시성들의 온도는 결코 수소의 핵융합이 일어날 정도로 뜨겁지 않기 때문에 갈색왜성(brown dwarfs)이라 불리는 항성이 된다. 갈색 왜성은 목성보다 13배 정도 무겁고 수소를 융합하기에 온도가 충분하지 않기에 중수소를 융합한다. 갈색 왜성들은 매우 희미하게 빛나지만 상당히 오랜 기간 생존하는데 매우 천천히 식기 때문에 거의 수십억년 이상 살 수 있다.

  하지만 위 보다 좀 더 무거운 원시성의 경우 중심의 온도는 거의 10 메가켈빈 까지 올라가기 때문에 양성자-양성자 연쇄 반응(proton-proton chain reaction, p-p 연쇄 반응) 을 통해 수소를 융합시켜 중수소를 생성하고 그 다음에 헬륨을 생성한다. 아래에는 p-p 연쇄반응을 통해 어떻게 에너지를 얻는지 설명되어 있다. 질량이 1 M (2.0×1030 kg) 보다 약간더 무거운 항성의 경우, CNO 순환 반응을 통해 에너지를 좀 더 많이 만들어 낼 수 있으므로  상대적으로 빨리 정역학평형(hydrostatic equilibrium)에 도달한다.

  여기서 항성들이 어떻게 에너지를 만드는지 더 자세히 설명해 보자면 항성의 에너지 생성은 항성이 핵융합 반응시 결손되는 질량으로 부터 에너지를 생성하는 것이다. 이 때 생성되는 에너지는 아인슈타인의 E= mc2 (여기서 m 은 결손된 질량) 을 따른다. 항성의 에너지원으로 이용되는 핵융합 반응에는 여러가지가 있는데 위에서도 나왔듯이 양성자-양성자 연쇄 반응, 즉  p-p 연쇄반응과 CNO 순환반응이 그 대표적인 예 이다.


  먼저 p-p 연쇄반응을 설명하자면, 106.7∼107.2K 정도에서 우세하게 반응하며, 여러가지 반응이 가능하다. 첫 번째 단계에서는 두 개의 수소 원자가 중수소로 바뀌며 양전자와 한 개의 양선자가 중성자로 바뀌며 중성미자를 방출한다. 여기서 D 는 중수소를 말하는 것이다.

http://www.sitmo.com/gg/latex/latex2png.2.php?z=100&eq=_1%20H%20%2B%20_1%20H%20%5Crightarrow%20~%5E2%20_1%20D%20%2B%20e%5E%2B%20%2B%20%5Cnu%20_e%20%2B%200.42MeV

위의 반응은 매우 느리게 진행된다.양전자는 빠르게 전자를 소멸시키며, 2 개의 감마선 광자들에 의해 막대한 에너지가 방출된다.

http://www.sitmo.com/gg/latex/latex2png.2.php?z=100&eq=e%5E-%20~%2B~%20e%5E%2B%20%5Crightarrow%20~2%5Cgamma%20%2B%201.02MeV

  다음에는 맨 위에서 생성된 중수소가 다른 수소와 함께 핵융합 되 헬륨의 동위원소인 3He 를 생성한다.

 http://www.sitmo.com/gg/latex/latex2png.2.php?z=100&eq=_1%20%5E2%20D%20%2B%20_1H%20%5Crightarrow%20_2%20%5E3%20He%20%2B%20%5Cgamma%20%2B5.49MeV


  여기서 부터 헬륨의 동위원소인 4He 을 만들기 위해 3 가지 방법이 있을 수 있다. 여기서는 가장 대표적인 pp I 만 설명하도록 하겠다.

http://www.sitmo.com/gg/latex/latex2png.2.php?z=100&eq=%5E3%20_2%20He%20%20~%2B~%20%5E3%20_2%20He%20%5Crightarrow~%20%5E4_2He%20%2B%20%5E2_1H%20%2B12.86MeV

  pp I 반응은 26.21MeV 의 알짜 에너지를 만들어 낸다. 여기서 왜 알짜 에너지냐면 원래 26.72 MeV의 에너지를 생성하지만 중성미자에 의해 손실되는 에너지가 0.51 MeV 정도 되기 때문이다.
 
  한편 온도가 좀더 높아서 107.2∼107.7K  정도 되는 항성들의 경우 좀 더 다른 방식으로 에너지를 생성할 수 있다. 이 CNO 순환반응 이라 불리는 이 방법도 똑같이 수소를 헬륨으로 만드는 방법이다. 연구에 따르면 태양 질량의 1.5 배 정도 되는 항성에서는 p-p 연쇄반응 보다 CNO 순환반응이 우세하게 일어난다는 사실을 알게되었다.


  CNO 순환반응은 말 그대로 탄소, 질소, 산소가 순환반응 하면서 일어난다. 다른 말로
Bethe-Weizsäcker 순환반응 이라고도 한다. 4개의 양성자가 탄소, 질소, 산소의 동위원소를 촉매로 이용해 융합을 하여 1개의 알파입자, 2개의 양전자와 2개의 전자 및 중성미자를 생성하며 감마선의 형태로 에너지를 방출한다. 한편 항성으로 부터 빠져나간 중성미자는 약간의 에너지 손실을 야기한다. 이 때, 탄소, 질소, 산소는 반응 후에 다시 생성되기 때문에 끊임없이 위 반응이 일어날 수 있다. 그래서 CNO 순환반응 이라 하는 것이다.
  통상적으로 CNO 순환반응을 이야기 하자면 다음과 같은 반응을 이야기 한다.

http://www.sitmo.com/gg/latex/latex2png.2.php?z=100&eq=_6%20%20%5E%7B12%7DC%20%20%2B%20_1H%20~%20%5Crightarrow%20%20~%20%5E%7B13%7D%20_7N%20%2B%20%5Cgamma%20%20%2B%20%201.95%20MeV%20%5C%5C%0A%5E%7B13%7D%20_7N%20%5Crightarrow%20~%20%5E%7B13%7D_6%20C%20%20%09%2B%20%20e%5E%2B%20%20%09%2B%20%20%09%5Cnu%20_%20e%20%20%09%2B%20%20%092.22%20MeV%20%5C%5C%0A%5E%7B13%7D%20_6C%20%20%09%2B%20%20%09_1H%20%20%5Crightarrow%20~%5E%7B14%7D_7N%20%20%2B%20%5Cgamma%20%09%2B%20%20%097.54%20MeV%20%5C%5C%0A%5E%7B14%7D_7N%20%20%09%2B%20%20%09_1H%20%5Crightarrow%20%09~%5E%7B15%7D_8O%20%20%2B%20%5Cgamma%20%20%2B%097.35%20MeV%5C%5C%0A%5E%7B15%7D_8O%20%20%5Crightarrow%20%20~%5E%7B15%7D_7N%20%20%09%2B%20%20%09e%5E%2B%20%2B%20%5Cnu%20_%20e%20%2B%20%20%092.75%20MeV%5C%5C%0A%5E%7B15%7D_7N%20%20%09%2B%20%20%09_1H%20%20%5Crightarrow%20%20~%5E%7B12%7D_6C%20%2B%20%20%09%5E4%20_2He%2B%20%20%094.96%20MeV

  그 외에 또 다른 형태의 CNO 순환 반응이 있으나 생락 하도록 하겠다.

HRD.

  정역학평형은 코어가 방출하는 복사압이 항성의 질량과 균형을 이룬다는 것으로 이를 통해 항성의 자체 질량으로 인한 중력붕괴를 막는다. 따라서 빠르게 안정된 상태에 도달해 항성의 인생에 90%에 해당하는 주계열(main sequence) 에 진입한다. 여기서 주계열 이라 함은 항성의 색깔과 온도와의 관계를 나타낸 그래프로 이는 대각선의 띠 모양으로 존재한다. 이 주계열은 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램(Hertzsprung-Russell diagram, HRD) 이라 불린다. 이제부터 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램을 일일히 쓰기 힘드니 HRD 라 간단히 줄여서 쓰기로 하겠다.

   이렇게 해서 탄생한 새로운 항성은 항성의 질량에 따라 구분되는 스펙트럼 형(spectral type) 에 따라 HRD 의 주계열의 특정한 부분부터 시작된다. 작고, 상대적으로 차갑고, 질량이 작은 적색 왜성(red dwarfs) 는 수소를 천천히 태우기 때문에 주계열에서 수백 ~수천억년 간 존재한다. 그러나 거대한 초거성(supergiants) 들은 주계열에서 겨우 몇 백년 동안만 존재한다. 하지만 태양과 같이 중간 정도의 크기를 가진 항성들은 100억년 정도 존재 할 수 있다. 현재 태양은 50억년 정도 살아온 것으로 추산되며, 따라서 아직 주계열에 존재하고 있다.

  수백만~수십억 년의 시간이 흐른 후, 지속적인 수소의 핵융합으로 생성되는 헬륨이 항성의 중심부를 헬륨으로 채울 것이다. 거대하고 뜨거운 항성일수록 헬륨이 더 빠르게 생성되어 금세 중심부는 헬륨으로 채워진다. (그래 보았자 수백만 년이지만)

  중심부에 헬륨이 쌓이고 수소의 양이 적어질 수록 중심부는 자체 중력으로 인한 중력 수축을 하고 이를 통해 핵융합 양이 증가한다. 자체 중력을 견디기 위해 중심부의 온도는 더 높아져야 한다. 결국 항성이 수소를 다 쓰게 된다면 수소의 핵융합을 더 이상 할 수 없기에 자체의 중력을 견대지 못하고 중심부는 수축을 한다. 이 때 중심부의 수축은 전자축퇴압(electron degeneracy) 가 중력을 견디기 충분해 지거나 중심부가 100만 켈빈 까지 올라가서 헬륨 핵융합이 시작되 중력을 견디는 것이다. ( 전자 축퇴압은 파울리의 배타 원리에 따라 두 페르미 입자는 같은 양자 상태를 가질 수 없다기 때문에 무한히 압축시킬 수 없다. 따라서 전자들은 작은 공간으로 압축 될 수 록 전자끼리의 척력이 강해지는데 이로 인해 발생하는 압력을 전자 축퇴압이라고 한다. 통상적으로 전자축퇴압으로 버틸 수 있는 정도는 태양 질량의 1.4 배로 이를 찬드라세카 한계라고 한다. )

작은 질량의 항성들

  질량이 상대적으로 적은 항성들이 핵융합을 멈 출 때 일어나는 결과는 잘 알려져 지지 않고 있다. 왜냐하면 우주의 나이는 대략 137억살 정도로 추정되고 있는데 이는 작은 질량의 항성들이 핵융합을 멈출 때 까지 걸리는 기간 보다 짧기 때문이다. 따라서 현재의 이론은 돈 반덴버그(Don VandenBerg) 와 같은 천문학자들의 컴퓨터 모델을 기초해 있다.

Gliese 623 A 의 적색 왜성

  질량이 태양의 0.5배 이하인 항성들은 수소의 핵융합이 끝난 후 헬륨을 융합하기 위한 온도보다 절대로 높아지지 않는다. 이런 항성들을 적색 왜성(red dwarfs) 라 하는데 예를 들자면 프록시마 센타우리 (Proxima Centauri) 로, 지구로 부터 태양 다음으로 가까운 항성이기도 한다. 이와 같은 것들은 태양 보다 수천배 이상 오래 살며 최근의 천체물리학 모델은 태양의 질량에 0.1 배 정도 되는 적색 왜성들은 60조년 이상 살 수 있다고 하고 백색 왜성보다 천억배 이상 천천히 붕괴한다고 한다. 만약 항성의 중심부가 활동을 멈춘다면 중심부는 수소의 층으로 둘러쌓여서 다시 사용할 수 있게 한다. 이는 태양과 같은 크기의 항성의 경우이고 태양보다 질량이 훨씬 작은 항성의 경우 위와 같은 수소의 층이 생성되지 않게 때문에 적색 거성(Red giant, 그러나 아래 설명된 적색 거성들과는 약간 다르다) 으로 발전한다. 그러나 더이상 헬륨을 융합하지 않기 때문에 전자축퇴압과 중력이 같아질 때 까지 붕괴한다. 따라서 이를 통해 백색왜성(white dwarf) 가 생성된다.

중간 정도 질량의 항성

적색 거성과 적색

  반면 보통크기의 항성은 중심부를 둘러싼 수소층을 통해 가속된 융합 반응이 항성의 크기를 증가시킨다. 이를 통해 바깥 층을 날려버려 항성을 수축시키는 중력을 줄어들게 한다. 이를 통해 항성은 에너지 생성량이 증가하는 속도 보다 좀 더 빨리 커지게 되어 항성의 온도가 내려가게 한다. 따라서 항성은 주계열에 있을 때 보다 좀 더 붉게 보인다. 이와 같은 항성을 적색 거성(red giants) 라 한다.

알데바란, 가운데 빛나는 항성


  HRD 에 따르면 적색 거성은 거대한 항성 분류 K 또는 M 의 비-주계열성으로 예를 들자면 황소자리의 일등성인 알데바란(Aldebaran) 이나 목동 자리의 아르크투르스(Arcturus) 가 대표적인 예 이다. 

  태양의 질량과 비슷한 정도의 항성은 전자축퇴압에 의해 유지되는 수소층으로 둘러쌓인 헬륨 중심부를 만들 수 있다. 항성의 중력이 수소층의 수소를 압축시킬 때, 보통의 주계열성에서의 수소가 융합되는 속도보다 더 빠르게 수소의 핵융합이 일어나므로 항성이 1천~1만 배 까지 더 밝게 보이게 되고 또 크기도 증가하게 된다. 그러나 항성의 크기 증가가 밝기의 증가보다 더 빠르게 일어나므로 항성의 온도는 빠른 속도로 감소하게 된다.

  중심부 주위의 수소가 소모됨에 따라 중심부는 수소의 핵융합으로써 발생하는 헬륨을 흡수하기 시작하며 수축해 남아 있는 수소를 더 빨리 융합하게 한다. 이를 통해 어떠한 시점부터는 중심부로 부터 헬륨의 핵융합이 시작된다 (이는 3-α 반응을 포함한다) . 0.5 M과 비슷한 항성들의 경우 전자축퇴압이 헬륨의 융합을 100만~1000만년 정도 늦출 수 있다. 좀 더 거대한 항성들의 경우는 전자 축퇴압이 헬륨의 융합을 늦추기에는 충분한 압력을 가하지 못한다. 

  중심부의 온도와 압력이 헬륨의 융합을 일으키기에 충분하고 중심부가 전자 축퇴압에 의해 잘 견뎌지고 있다면 Helium flash 가 일어난다. 하지만 좀 더 거대한 항성의 경우 중심부는 전자축퇴압에 의해 잘 견뎌지지 않기 때문에 헬륨의 융합의 연소는 상대적으로 조용하게 일어난다. Helium flash 가 일어나면 헬륨의 융합의 연소는 폭팔적으로 일어나며 짧게 끝난다. Helium flash 로 부터 방출된 에너지는 중심부를 팽창하게 만들어, 중심부 주위의 수소층의 핵융합의 속도를 늦춘다. 따라서 전체적인 에너지 발생량은 줄게 된다. 결과적으로 항성의 반지름은 수축하고 표면 온도는 내려가게 된다.

  항성이 중심부의 모든 헬륨을 소모한 다음에는 중심부 주위에 층으로 형성되어 있는 탄소와 산소를 융합하기 시작한다. 항성은 HRD 의 적색 거성의 진화와 평행한 점근거성가지(Asymtotic Giant Branch, AGB) 를 따라 진행한다.  

  방출되는 에너지 양의 변화는 항성으로 하여금 크기와 온도가 잠깐 동안 달라지게 한다. 방출되는 에너지 자체는 전체적으로 방출 빈도수가 약간 감소하게 되는데 이는 항성의 강력한 항성풍과 격렬한 진동과 함께 작용하여 항성의 질량 감소를 증가시킨다. 이런 상태에 높여 있는 항성을 그들의 구체적인 특징에 따라 Late 형 항성, OH-IR 형 항성, Mira 형 항성 등으로 구분한다. 항성으로 부터 분출된 가스에는 산소와 탄소가 풍부하게 있는데 이는 항성의 종류에 따라 약간씩 다르다.

거대한 항성
  거대한 항성들의 경우 중심부는 전자축퇴압이 우세하기도 전에 이미 헬륨의 연소가 시작하게 된다. 따라서 이러한 항성은 다른 가벼운 항성들 보다 밝지 않고 또 더 차갑다. 태양 질량의 40배 이상 되는 초거성 들의 경우 매우 밝게 빛나며 또한 배우 빠른 항성풍을 내뿜는다. 따라서 항성의 질량을 빠른 속도로 잃게 된다. 뿐만 아니라 이러한 항성은 크기가 팽창해 적색거성이 되기도 전에 표면을 벗겨버리는 경향이 있기 때문에 높은 표면 온도를 유지하게 된다. 항성의 질량은 태양 질량의 120배 이상 될 수 없다.

  왜냐하면 그 정도 되는 항성의 경우 표면이 강한 방사능 작용에 의해 모두 날라가 버리기 때문이다. 비록 질량이 작은 항성들은 천천히 연소시키기 때문에 표면을 질량이 큰 항성들 처럼 빠르게 벗겨내 버리지는 않지만 만약 그 항성이 매우 가깝게 쌍성계를 이루고 있어서 상대편 항성이 자신의 표면이 팽창하면 그대로 표면을 날려버릴 수 도  있기 때문에 꼭 질량이 작은 항성이라고 적색 거성이나 적색 초거성이 되는 것은 아니다.

  수소로 부터 융합된 물질이 쌓여 감에 따라 중심부의 밀도는 커지고 온도는 올라간다. 질량이 거대한 항서의 경우 전자축퇴압은 중력붕괴를 막기에는 충분하지 못하기 때문에 중심부의 원소들이 소모됨에 따라 더 무거운 원소들의 연소되고 또 한 동안 중력 붕괴를 늦추다가 다시 무거원 원소들이 다 연소 되면 이로 인해 발생된 더욱 더 무거운 원소들이 연소되기 시작한다.


  만약 항성의 중심부가 태양 질량의 1.4 배 이상으로 무겁지 않다면 그 항성은 백색왜성이 될 것이다. 중심부의 질량이 태양의 2.5 배 정도 된다면 중심부의 온도는 대략 1.1 기가 K 까지 올라가며 네온이 쪼개지며 산소와 헬륨을 구성한다. 남은 네온들은 융합되어 망간을 구성하고 산소들은 융합되어 황, 실리콘 그리고 소량의 다른 원소들을 구성한다. 마지막으로 온도가 핵이 쪼개질 수 있는 정도가 된다면, 통상적으로 헬륨 원자핵의 알파 입자를 방출하며 이는 다른 핵들을 융합시켜 각각의 핵들이 효과적으로 소수의 무거운 핵들로 재구성되며 에너지를 방출한다.


  핵합성 과정이 철-56 까지 도달하게 되면 에너지를 소모하기 시작한다. 즉 더이상 핵융합으로 에너지를 만들어 낼 수 없는데 왜냐하면 쪼개진 핵들을 뭉치는 과정에서 방출되는 에너지 양 보다 어미핵(patrent nuclei)을 쪼개기 위해 더 많은 에너지가 이용되기 때문이다.
따라서 중심핵에서의 압력이 순식간에 내려가므로 중력붕괴가 시작된다.
중력붕괴와 같이 거대한 힘이 순식간에 고속으로 작용하는 경우에는 그 힘과 정역학적 평형을 이루는 힘 이상의 수축력이 생긴다. 이와 같이 여분의 수축력이 생기면 반드시 이 힘을 정역학적 평형상태로 되돌리려는 반발력이 생기게 되고 이 반발력은 붕괴하는 항성의 바깥층을 날려버릴 정도로 강한 충격파를 일으킨다. 한편 중력붕괴에 의해 전자는 원자핵 속으로 끌려들어가 양자와 결합하여 중성자를 형성하고 중성미자를 방출한다. 중심핵을 고속으로 빠져나오는 중성미자의 운동에너지는 충격파에 더해져서 엄청난 규모의 폭발이 일어나게 된다. 이 때 이를 통해 다량의 원소들이 우주로 방출되며 대다수의 원소들은 이 초신성폭발로 만들어 진다. 또한, 폭발하지 않는 적색 거성들도 초기의 핵반응으로 부터 야기된 부반응을 통해 방출된 중성자를 이용해 철보다 무거운 원소들을 만들어 낼 수 있다. 위와 같은 방법으로 탄생된 원소들의 경우, 초신성으로 부터 만들어지는 원소들과는 약간 다르다. 따라서 현재 발견된 무거운 원소들과 그 동위원소에 대해 설명하기 위해서는 초신성과 적색거성 모두 필요하다.

  항성의 초신성 폭발 이후 각각의 질량에 따라 3가지 형태의 종말을 맞을 수 있다. 통상적으로 질량이 태양 정도 되면 백색 왜성이 되며 물론 위에서 설명하였지만 백색 왜성이 쌍성계를 이루고, 그 동반성이 주계열성이나 적색 거성이라면 초신성이 될 수 도 있다. 질량이 1.4
M이상 되면 중력 수축으루 인한 대폭발로 초신성이 되는데 이 때 질량이 8 M이상인 것들은 중성자별, 질량이 12 M이상인 것들은 블랙홀이 된다.

백색 왜성

우리 은하에서의 백색 왜성들. 원 안의 항성들이 백색 왜성이다.

  태양 질량과 비슷한 항성들의 경우 백색 왜성(White dwarf) 과 되면 대략 태양 질량의 0.6 배 정도로 질량이 줄고, 지구 정도의 부피로 수축한다. 백색 왜성은 상당히 안정한데 이는 자신의 중력과 내부의 전자축퇴압이 균형을 이루기 때문이다. 백색 왜성에는 더 태울 것이 남아 있지 않기 때문에 수십억년 동안 남아있는 열기를 방출한다.

중성자별

화살표가 가리키고 있는 것이 중성자 별이다.

중성자 별

   항성의 중심부가 붕괴될 때 압력이 electron capture (바깥껍질에 있던 전자가 양성자에 달라 붙어 중성이 됨) 을 일으켜 대다수의 양성자들이 중성자로 바뀌게 된다. 따라서 핵들을 분리시키던 전자기력 힘이 한순간에 사라지고 중심부는 높은 밀도의 중성자들을 포함한 공이 된다. 이 때 중성자의 축퇴압이 항성을 버텨내고 있다.

   이러한 항성을 중성자별이라 하며 엄청낙레 밀도가 크고 매우 작다. 반지름이 10km 정도 밖에 되지 않으며 각운동량 보존에 따라 엄청난 속도로 회전을 하게 되는데 어떤 것들은 초당 600번이나 회전하는 것도 있다. 이렇게 엄청난 속도로 회전하는 항성의 극 부분에서 펄스가 방출되는데 이는 지구에서 확인 가능하다. 따라서 최초의 중성자별은 이런 펄서 들을 조사하는 과정에서 확인되었다.

블랙홀


   만약 항성의 폭발 잔해의 질량이 매우 크다면 중성자의 축퇴압 조차 중력 붕괴를 막기에는 충분하지가 않고 결국에는 Schwarzschild 반지름에 이루어서야 중력 붕괴가 멈춘다. 천체가 이 반지름에 이루면 중력이 가장 지배적인 힘이 되고 모든 부피가 0이 되버리는 - 블랙홀이 되버린다. 어떠한 질량에서 이러한 일이 발생하는 지는 잘 알려지지는 않았지만 현재까지는 태양질량의 2~3배 정도로 추정하고 있다.
 
  우리는 별들의 자손이다. 왜냐하면, 우리 몸을 이루고 있는 모든 원소들이 바로 초신성 폭발로 부터 떨어져 나온 잔해로 부터 이루어진 것이다. 초신성이 없었더라면 지구의 유무를 떠나서 우리 몸을 구성하는 원소 자체가 존재하지 않았을 것이다. 따라서 우리는 우리의 근원인 우주에게 경의를 표하며 또 깊이 연구하는 자세가 마련되야만 할 것이다. 참고로 네이버 '생활의 발견' 이라는 블로그에 다음과 같은 좋은 글귀가 있어서 남겨 본다. ( 거성의 경우 )

백만년의 짧은 생을 마감하면서 그것도 대폭발이라는 비극적인 최후로 끝나는 것이라면 큰 몸둥아리를 가지고 태어난 별들은 우주의 불공평한 법칙을 두고두고 원망할 것이다.

그러나

만약 무거운 몸뚱이를 가진 별이 없었다면
초신성과 같은 폭발은 없었을 것이고
새로운 별의 탄생도 없었을 것이다.
그러면 생명을 구성하는 원소들도 없었을 것이고
어떠한 생명도 태어나지 않았을 것이다.

초신성폭발로 말미암아 약 50억년 전에 태양이 탄생하였고 지구가 탄생하였고 그리고 생명이 탄생하였던 것이다.

대폭발은 단순한 비극적인 최후가 아니라 새로운 생명으로 다시 태어나기 위해 반드시 거쳐야 하는 장엄한 의식이었던 것이다.

사용자 삽입 이미지

우리는 저 멀리서 온 존재이다.


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자료 출처

http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_evolution
http://blog.naver.com/choiyujung
http://myhome.hanafos.com/~sinclair/frame1.htm
http://100.naver.com/100.nhn?docid=730831
http://blog.naver.com/the_unknown?Redirect=Log&logNo=80042757427


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