항성의 종족
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1. 개요
항성의 종족은 별의 금속 함량에 따라 분류되는 세 가지 집단으로, 항성 진화와 우주의 역사를 이해하는 데 중요한 개념이다. 항성 종족 I은 가장 젊고 금속 함량이 높은 별로, 우리 은하의 나선 팔에서 주로 발견되며 태양도 이에 속한다. 항성 종족 II는 금속 함량이 적은 오래된 별로, 은하 팽대부와 헤일로, 구상 성단에서 주로 발견된다. 항성 종족 III은 금속이 거의 없는 최초의 별로, 아직 직접 관측되지는 않았지만 초기 우주의 원소 생성에 기여했을 것으로 추정된다. 별의 스펙트럼 분석을 통해 별의 금속 함량 변화를 알 수 있으며, 이는 별의 세대가 지남에 따라 우주의 금속 함량이 증가했음을 의미한다.
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2. 항성 종족의 분류
항성 종족은 1944년 발터 바데에 의해 처음 제안된 개념으로, 별의 금속 함량, 나이, 운동학적 특징, 은하 내 위치 등을 기준으로 항성을 분류하는 방법이다. 바데는 우리 은하의 별들을 크게 두 그룹으로 나누었으며, 이후 추가적인 연구를 통해 세 가지 주요 항성 종족으로 분류 체계가 확장되었다.
- 항성 종족 I: 비교적 젊고 금속 함량이 높은 별들이다. 주로 우리 은하의 나선팔과 같이 별 생성이 활발한 지역에서 발견된다. 태양이 대표적인 항성 종족 I 별에 속한다.
- 항성 종족 II: 상대적으로 늙고 금속 함량이 낮은 별들이다. 주로 은하 중심부의 은하 팽대부나 은하 원반을 둘러싼 은하 헤일로, 그리고 구상 성단 등에서 발견된다. 우주 초기 환경에서 형성된 것으로 여겨진다.
- 항성 종족 III: 이론적으로 예측되는 최초의 별들로, 빅뱅 직후 수소와 헬륨만으로 이루어진 극도로 낮은 금속 함량을 가졌을 것으로 추정된다. 아직 직접 관측된 적은 없지만, 초기 우주의 진화와 원소 합성에 중요한 역할을 했을 것으로 생각된다.
이 분류는 별의 진화와 은하의 형성을 이해하는 데 중요한 틀을 제공한다. 각 항성 종족의 특징과 차이점은 하위 섹션에서 더 자세히 다룬다.
2. 1. 항성 종족 I (Population I)
항성 종족 I(Population I)은 세 가지 항성 종족 중에서 가장 젊고 금속 함량이 가장 높은 별들을 가리킨다. 이들은 주로 우리 은하의 나선팔에서 더 흔하게 발견되며, '금속이 풍부한 별'(metal-rich star)이라고도 불린다. 태양은 중간 정도의 금속 함량을 가진 항성 종족 I 별로 간주되며, 태양과 유사한 제단자리 뮤 별은 태양보다 훨씬 더 많은 금속을 포함하고 있다.[29] "금속이 풍부한 별"이라는 용어는 일반적으로 태양보다 금속 함량이 상당히 높은 별을 설명하는 데 사용된다.
항성 종족 I 별들은 대체로 은하 중심 주위를 이심률이 작은 규칙적인 타원 궤도로 공전하며, 상대속도가 낮은 편이다. 과거에는 행성, 특히 지구형 행성이 금속의 강착 과정을 통해 형성된다고 여겨졌기 때문에, 금속 함량이 높은 항성 종족 I 별들이 다른 종족의 별들보다 행성계를 가질 가능성이 더 높다는 가설이 제기되었다.[19]
그러나 케플러 우주망원경을 이용한 외계 행성 관측 결과, 작은 크기의 행성들은 다양한 금속 함량을 가진 별들 주위에서도 발견되는 반면, 거대 가스 행성으로 추정되는 큰 행성들은 상대적으로 금속 함량이 높은 별 주위에 집중되어 있다는 사실이 밝혀졌다. 이러한 발견은 거대 가스 행성의 형성 이론에 중요한 시사점을 제공한다.[9] 한편, 항성 종족 I과 항성 종족 II 사이에는 중간적인 특성을 가진 원반 항성 그룹이 존재한다.
금속 함량이 특히 높은 별들 중, 그 값이 상용로그 기준으로 태양 대비 +0.2 이상(태양의 약 1.6배 이상)인 별들은 금속 과잉 별(super metal-rich star, SMR star)이라고 불린다. 금속 과잉 별은 태양계 근처에서는 드물게 발견된다. 이들의 높은 금속 함량은 별이 탄생한 시대보다는 탄생한 장소를 반영하는 것으로 여겨지는데, 은하 원반의 안쪽 영역에서 기원했을 가능성이 높다. 은하 원반은 중심에 가까울수록 금속 함량이 높아지는 경향이 있어, 태양보다 은하 중심에 더 가까운 영역에서는 같은 세대의 항성 종족 I 별이라도 더 높은 금속 함량을 가지고 형성될 수 있다. 태양계 근처에서 발견되는 금속 과잉 별들은 일반적인 항성 종족 I 별들과 달리 궤도 이심률이 높은 궤도로 은하계를 공전하는 경우가 많으며, 이는 은하 중심 부근에서 어떤 사건으로 인해 타원 궤도로 튕겨져 나와 태양계 근처까지 이동해 온 것으로 추정된다. 대표적인 금속 과잉 별로는 사자자리 뮤 별과 HR 1614|HR 1614eng 등이 있다.[46]
2. 2. 항성 종족 II (Population II)
항성 종족 II(Population II)는 금속 결핍 별(metal-poor star)이라고도 불리며, 헬륨보다 무거운 원소, 즉 천문학에서 말하는 '금속'의 함량이 비교적 적은 별들을 가리킨다. 이 별들은 우주 초기에 형성된 것으로 여겨진다.
종족 II 별들은 우리 은하수 내에서도 분포하는 위치에 따라 약간의 차이를 보인다. 은하 중심부 근처의 은하 팽대부에서 발견되는 중간 종족 II 별들이 흔하며, 은하 원반을 둘러싼 구형의 공간인 은하 헤일로에서 발견되는 종족 II 별들은 이보다 더 오래되었고 금속 함량도 더 낮다. 많은 수의 종족 II 별들은 구상 성단에서도 발견된다.[42] 또한, 이들은 고유 운동이 매우 크며 은하 내에서 빠르게 움직이는 특징을 보이는데, 이는 은하가 형성되던 초기, 가스 구름이 수축하기 전의 운동 상태를 간직하고 있기 때문으로 생각된다.
종족 II 별의 중요한 특징 중 하나는, 전체적인 금속 함량은 낮지만 종족 I 별에 비해 철(Fe) 대비 알파 원소(알파 과정을 통해 생성되는 산소, 네온, 규소 등)의 비율이 높다는 점이다. 현재 이론에 따르면, 종족 II 별들이 형성될 당시 성간 물질에는 II형 초신성 폭발로 생성된 원소들이 주로 기여했고, Ia형 초신성에 의한 금속 공급은 우주 진화의 후기 단계에서 중요해졌기 때문에 이러한 차이가 나타난다고 설명한다.[34]
과학자들은 이러한 오래된 별들을 찾기 위해 여러 대규모 탐사 관측을 수행해왔다. 대표적으로 티모시 C. 비어스 등이 주도한 HK 객체 프리즘 조사[43]와 노르베르트 크리스트리브 등이 참여한 함부르크-ESO 조사[44] (원래는 희미한 퀘이사를 찾기 위한 조사) 등이 있다. 이러한 연구들을 통해 금속 함량이 극히 낮은 별(Ultra Metal-Poor star, UMP)들과 우주에서 가장 오래된 별들이 발견되고 연구되었다.
| 연구 조사 | 발견된 주요 항성 | 비고 |
|---|---|---|
| HK 객체 프리즘 조사[43] 함부르크-ESO 조사[44] | 스네든의 별, 카이렐의 별, BD +17° 3248 | 금속 함량이 극히 낮은 별 (UMP) |
| 함부르크-ESO 조사 등 | HE 0107-5240, HE 1327-2326, HE 1523-0901 | 발견 당시 가장 오래된 별들로 알려짐 |
| 슬론 디지털 스카이 서베이 | 카푸의 별 (SDSS J102915+172927) | 2012년 발견 당시 가장 금속 함량이 낮은 별로 확인됨 |
| SkyMapper 천문 조사 | SMSS J031300.36-670839.3 | 2014년 발견, 카푸의 별보다 금속 함량이 더 낮은 것으로 보고됨 |
| (오래전부터 알려짐) | HD 122563, HD 140283 | 상대적으로 덜 극단적인 금속 결핍성, 지구에서 가깝고 밝아 일찍부터 알려짐 (적색 거성, 준거성) |
관측된 별들 중 가장 오래된 세대에 속하는 별들이 바로 이 종족 II이며, 매우 낮은 금속 함량을 가진다. 별은 세대를 거듭하며 진화하는데, 이전 세대의 별(종족 II 등)이 초신성 폭발이나 행성상 성운 형성을 통해 생을 마감할 때 자신이 내부에서 합성한 무거운 원소(금속)들을 성간 물질로 되돌려 보낸다. 이 금속이 풍부해진 가스와 우주 먼지 구름에서 다음 세대의 별이 태어나므로, 후세대로 갈수록 별의 금속 함량은 점차 높아진다. 태양을 포함한 가장 젊은 세대의 별들은 가장 높은 금속 함량을 가지며, 이들을 종족 I 별이라고 부른다.
2. 3. 항성 종족 III (Population III)
항성 종족 III(Population III)은[32] 이론적으로 존재가 예측되는 가설상의 항성 집단으로, 극도로 무겁고 밝으며 뜨거운 별들로 구성되어 있을 것으로 여겨진다. 이 별들의 가장 큰 특징은 금속 함량이 거의 없다는 점인데, 이는 항성 종족 III이 빅뱅 직후 우주에 존재했던 원시 수소(약 75%)와 헬륨(약 25%), 그리고 극소량의 리튬, 베릴륨만으로[11] 형성된 최초의 별들이기 때문이다. '항성 종족 III'이라는 용어는 1965년 네빌 J. 울프(Neville J. Woolf)에 의해 처음 제안되었다.[1][2]
이 별들은 우주 초기에 존재하며(높은 적색편이에서 관측될 수 있음), 핵합성 과정을 통해 수소보다 무거운 화학 원소(최초 26개 원소, 즉 주기율표 상 철까지)를 처음으로 생성했을 것으로 추정된다.[15] 이렇게 생성된 무거운 원소들은 이후 세대의 별(항성 종족 II와 항성 종족 I)과 행성, 그리고 우리가 아는 생명의 탄생에 필수적인 재료를 제공했다.[28][20]
현재의 우주론 모델에 따르면, 항성 종족 III 별들은 금속이 없는 환경 때문에 오늘날의 별들보다 훨씬 큰 질량을 가졌을 것으로 예측된다. 그 질량은 태양 질량의 수백 배에서 최대 1,000배에 달했을 수 있다.[21] 이러한 거대한 별들은 수명이 매우 짧아 약 200만 년에서 500만 년 정도밖에 지속되지 못했을 것이다.[21] 대부분의 고질량 항성 종족 III 별들은 연료를 빠르게 소진하고 쌍불안정성 초신성이라는 매우 강력한 초신성 폭발을 통해 최후를 맞이했을 것으로 보인다. 이 폭발은 별의 물질 전체를 성간 매질(ISM)로 흩뿌려 이후 세대 별들의 재료가 되는 금속을 공급했다.[27] 이러한 빠른 진화와 파괴 때문에 우리 은하수 내에서 항성 종족 III 별을 직접 관측하기는 어려울 것으로 예상된다.[27]
쌍불안정성 초신성을 일으키기에는 질량이 너무 컸던 별들은 광붕괴 과정을 통해 블랙홀로 직접 붕괴했을 가능성이 있다. 이 과정에서 일부 물질은 상대론적 제트 형태로 방출되어 초기 우주에 금속을 퍼뜨리는 데 기여했을 수 있다.[39][40] 항성 종족 III 별들은 초기 우주 블랙홀의 씨앗으로 여겨지기도 한다.
항성 종족 III 별의 질량에 대해서는 다른 이론도 존재한다. 2009년과 2011년에 제기된 이론에 따르면, 최초의 별 그룹은 하나의 거대한 별과 그 주위를 도는 여러 개의 작은 별들로 구성되었을 수 있다.[30][31][10] 만약 0.8 태양 질량 이하의 작은 별이 형성 초기에 성단에서 튕겨 나갔다면, 질량을 더 축적하지 못하고 현재까지 살아남아 우리 은하 내에도 존재할 가능성이 있다는 연구 결과도 있다(2017년).[12] 실제로 은하수의 나선팔에 있는 쌍성계에서 태양보다 약간 작고 금속 함량이 극도로 낮은 2MASS J18082002−5104378과 같은 별이 발견되면서, 더 오래된 별을 관측할 가능성이 열렸다.[38] 또한, 극도로 낮은 금속성을 가진 항성 종족 II 별(HE 0107-5240 등)의 분석 결과는 이 별들이 포함한 금속이 항성 종족 III 별에서 유래했으며, 그 질량이 태양의 20~130배 정도였음을 시사한다.[33] 반면, 타원 은하와 관련된 구상 성단 분석에서는 매우 무거운 별(태양 질량 130배 이상)이 겪는 쌍불안정성 초신성이 성단의 금속 조성에 기여했음을 시사한다.[22] 이는 금속 함량이 0인 저질량 별(예: 적색 왜성, 갈색 왜성)이 이론적으로 가능함에도 불구하고 아직 발견되지 않은 이유를 설명할 수 있다.[26][45] 이러한 저질량 별들로 이루어진 성단은 암흑 물질 후보(MACHO)로 제안되기도 했으나,[17][24] 중력 마이크로렌즈를 이용한 탐색 결과는 부정적이었다.
항성 종족 III 별은 아직 직접적으로 관측된 적은 없지만, 그 존재에 대한 간접적인 증거는 여럿 발견되었다. 우주 먼 곳에 있는 중력 렌즈 은하에서 그 흔적이 관측되었고,[13] 퀘이사의 방출 스펙트럼에서 발견되는 무거운 원소들은 빅뱅 핵합성만으로는 설명되지 않아 항성 종족 III의 존재를 뒷받침한다.[15] 또한, 이들은 희미한 푸른 은하(faint blue galaxy)의 구성 요소로 여겨지며, 우주 재이온화 시기(성간 매질의 수소 가스가 이온화된 주요 상전이)를 촉발했을 가능성이 제기된다. UDFy-38135539 은하 관측은 이러한 가능성을 시사하며,[28][5] 유럽 남방 천문대(ESO)는 빅뱅 후 약 8억 년이 지난 재이온화 시대의 밝은 은하 코스모스 적색편이 7(Cosmos Redshift 7, 적색편이 ''z'' = 6.60)에서 항성 종족 III 별들로 이루어진 것으로 추정되는 밝은 영역을 발견했다.[28][5] 2022년에는 RX J2129–z8He II라는 높은 적색편이 은하에서 항성 종족 III 별의 존재 가능성이 보고되기도 했다.[3][4]
항성 종족 III 별을 탐지하는 것은 미국 항공우주국(NASA)의 제임스 웹 우주 망원경(JWST)의 주요 과학 목표 중 하나이다.[16] JWST의 강력한 관측 능력을 통해 초기 우주의 비밀을 푸는 열쇠인 항성 종족 III의 직접적인 증거를 찾을 수 있을 것으로 기대된다.
3. 항성 진화와 금속 함량
별의 스펙트럼 관측을 통해, 태양보다 나이가 많은 별일수록 헬륨보다 무거운 원소, 즉 금속 함량이 상대적으로 적다는 사실이 밝혀졌다.[14] 이는 별이 세대를 거치면서 항성 핵합성 과정을 통해 우주의 금속 함량이 점진적으로 증가해왔음을 강력하게 시사한다.
빅뱅 직후 초기 우주는 대부분 수소(약 75%)와 헬륨(약 25%)으로 구성되어 있었고, 리튬 등 다른 가벼운 원소는 극소량만 존재했다. 이렇게 금속이 거의 없는 환경에서 최초의 별들인 종족 III 항성이 탄생했을 것으로 추정된다. 이 거대한 질량의 종족 III 항성들은 내부의 핵융합 반응과 초신성 폭발을 통해 역사상 처음으로 철까지의 무거운 원소들을 생성하고 이를 성간 물질로 방출했다.
이후, 종족 III 항성이 남긴 금속을 포함한 성간 가스와 먼지로부터 다음 세대 별인 종족 II 항성이 형성되었다. 따라서 종족 II 항성은 종족 III보다는 금속 함량이 높지만, 여전히 현재의 별들에 비해서는 금속이 매우 부족한 편이다. 종족 II 항성들이 행성상 성운이나 초신성 폭발로 생을 마감하면서 더욱 풍부한 금속을 성간 물질로 되돌려 보냈고, 이 물질로부터 태양을 포함한 가장 젊은 세대인 종족 I 항성이 탄생했다. 종족 I 항성은 세 종족 중에서 금속 함량이 가장 높다.
이처럼 별의 세대가 거듭됨에 따라, 이전 세대가 만든 무거운 원소들이 다음 세대 별의 재료가 되면서 우주의 화학적 조성은 점진적으로 변화해 왔다. 각 항성 종족의 구체적인 특징과 형성과정에 대해서는 아래 문단에서 더 자세히 다룬다.
3. 1. 초기 별의 형성
현재 받아들여지는 우주론 모델에 따르면, 빅뱅 직후 우주를 구성한 물질은 대부분 수소 (약 75%)와 헬륨 (약 25%)이었으며, 리튬이나 베릴륨 같은 더 가벼운 원소는 아주 적은 양만 존재했다.[11] 우주가 충분히 식으면서, 다른 무거운 원소(천문학에서는 '금속'이라 부름)가 섞이지 않은 순수한 상태에서 첫 번째 별들이 탄생했다. 이들을 종족 III 항성 또는 최초의 별이라고 부른다.
종족 III 항성은 중원소가 거의 없었기 때문에 오늘날의 별들과는 다른 방식으로 형성되었을 것으로 생각된다. 이 때문에 이들의 질량은 태양 질량의 수백 배에 달했을 것으로 추정된다. 이렇게 거대한 별들은 매우 빠르게 진화하며 항성 핵합성 과정을 통해 수소와 헬륨보다 무거운 원소들을 만들어냈다. 이 과정으로 주기율표 상에서 철에 해당하는 원소까지, 즉 최초의 26가지 원소가 생성되었다.[15]
많은 이론적인 항성 모델에 따르면, 질량이 매우 큰 종족 III 항성들은 핵융합 연료를 빠르게 소모하고, 엄청난 에너지를 방출하는 쌍불안정성 초신성 폭발로 생을 마감했을 가능성이 높다. 이 폭발은 별을 완전히 파괴하며 그 구성 물질, 즉 처음으로 생성된 금속들을 성간 물질(ISM)로 흩뿌렸다. 이렇게 방출된 금속들은 이후 세대의 별들이 형성될 때 재료로 사용되었다.[27] 종족 III 항성들이 빠르게 진화하고 파괴되었다는 것은, 우리 은하수 내에서는 이처럼 거대한 질량의 종족 III 항성을 직접 관측하기 어렵다는 것을 의미한다.
하지만 우주 초기에 빛을 낸, 아주 멀리 떨어져 있어 높은 적색편이를 보이는 은하들에서는 종족 III 항성을 관측할 가능성이 있다.[37] 실제로 종족 III 항성 자체는 아직 발견되지 않았지만, 이들이 남긴 흔적으로 여겨지는, 금속 함량이 극도로 낮은 별들이 발견되고 있다. 예를 들어, 태양보다 약간 작지만 금속이 거의 없는 별(2MASS J18082002−5104378)이 우리 은하의 나선팔에 있는 쌍성계에서 발견되기도 했다. 이는 훨씬 더 오래된 별들을 우리 은하 안에서 발견할 가능성을 열어준다.[38]
한편, 쌍불안정성 초신성을 일으키기에는 질량이 너무 컸던 종족 III 항성들은 광붕괴라는 과정을 통해 블랙홀로 직접 붕괴했을 수도 있다. 이 과정에서 일부 물질은 강력한 상대론적 제트 형태로 방출되어, 우주 공간에 최초의 금속들을 퍼뜨리는 데 기여했을 것으로 생각된다.[39][40]
3. 2. 관측 가능한 별의 형성
현재까지 관측된 가장 오래된 별들은 종족 II에 속하며, 매우 낮은 금속량을 가진다.[27] 이후 세대의 별들은 이전 세대 별들이 생성한 금속이 풍부하게 포함된 우주 먼지를 기체 구름 속에서 공급받아 형성되므로, 점차 금속 함량이 높아진다.종족 II 별들이 행성상 성운이나 초신성 폭발을 통해 생을 마감하면, 이들이 생성한 금속 물질이 성간 매질(성간 물질)로 방출된다. 이 과정은 새로운 별이 탄생할 성운의 금속 함량을 더욱 높이는 역할을 한다. 결과적으로 태양을 포함한 가장 젊은 세대의 별들은 가장 높은 금속 함량을 가지게 되며, 이들을 종족 I 별이라고 부른다.
별의 스펙트럼을 관측하면, 태양보다 나이가 많은 별일수록 중원소(금속) 함량이 적다는 사실을 알 수 있다. 이는 별의 진화 과정에서 세대가 거듭될수록 금속량이 점차 증가해왔음을 보여주는 증거이다.
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