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우주는 끊임없이 진화하고 있으며 전 우주적인 대격변으로 일어나는 파괴와 새로운 탄생은 이 과정에서 떼어놓을 수 없는 부분입니다. 그러나 모든 폭풍이 지나가고 나면 새로운 빛의 광선이 나타납니다. 모든 별의 내부 온도는 엄청나게 높습니다. 모든 별의 주요 에너지원인 열액합성이 이러한 극한 조건에서만 일어날 수 있다는 점은 그리 또 놀라운 일이 아닙니다. 두 개의 수소 원자가 합쳐지면 헬륨 원자가 생성되고 전자와 여러 개의 중성 미자가 방출됩니다. 또한 이 과정에서 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다. 하지만 수소와 헬륨 합성이 별을 만들어가는 유일한 과정은 아닙니다. 리튬 탄소 또는 산소 같은 다른 원소도 화학 반응에 참여할 수 있습니다. 이 경우 황, 마그네시움, 인과 같은 더 무거운 원소들이 섞여 화학이 생성됩니다. 그들의 전화량은 더 높고 서로를 더 강력하게 밀어냅니다. 이 저항을 극복하려면 훨씬 더 많은 에너지가 필요합니다. 주계열성은 수소 공급량을 대부분 고갈시키면 팽창하고 냉각되기 시작하고 시간이 지나면 적색 거성으로 변하게 됩니다. 헬륨이 탄소와 산소로 변하는 열액 반응으로 인해 계속 타오르게 되지만 그러나 별이 가벼울수록 계속 타는 시간이 줄어들어 결국 불안정해집니다. 그것은 바깥층을 벗겨내고 초신성으로 변하게 됩니다. 이로 인해 더 이상 열액 반응에 연료를 공급할 자원이 없는 넓은 외성으로 남게 됩니다. 모든 에너지원이 고갈되면서 점차 냉각됩니다. 흥미롭게도 별의 질량이 특정 값보다 높으면 무거운 열액 합성이 별의 주요 에너지원이 될 수 있습니다. 수소가 모두 소진된 후에도 열액 합성을 하는 이러한 천체를 울프레이의 별이라고 부릅니다. 이 종류의 우주 천체는 1867년 프랑스 천문학자 찰즈 울프와 조지 라이에테에 의해 발견되었습니다. 과학자의 관심은 이별 스펙트럼에 있는 중원소에서 나오는 비정상적으로 밝은 방출선에 사로잡혔습니다. 이러한 특이한 천체의 내부 구성물질은 훨씬 나중에 파악되었습니다. 이 등급의 별은 일반적으로 무겁고 수소 공급이 상당히 부족함으로 별의 생애 마지막 단계입니다. 울프레이의 별은 극히 드뭅니다. 현재까지 우리 은하계에서 발견된 것만 겨우 100여 개에 불과합니다. 은하계의 전체를 포함하면 이런 등급의 천체가 2000개를 넘을 수 없다고 추정됩니다. 울프레이의 별은 스펙트럼의 주요 원소, 질소, 탄소, 산소 순서에 따라 3가지 주요 계열로 세분화됩니다. 각각은 또 차례로 여러 유형으로 세분됩니다. 우주에서 관측된 가장 뜨거운 별은 산소 스펙트럼 계열의 범주에 속합니다. 현재 알려진 천체로는 WR102로 1971년에 발견되었습니다. 처음에는 X선 광원 GX3 플러스 1이 광학적 반응일 거라고 오해되었습니다. 그러나 추가 관찰 결과 그들은 완전히 다른 두 개의 물체라는 것이 밝혀졌습니다. 스펙트럼 분석을 통해 얻은 데이터에 따르면 발견된 별의 복사에는 유난히 밝은 산소 스펙트럼 선이 있었습니다. 따라서 1982년에 WR102와 4개의 밝은 별이 처음으로 새로운 등급을 받게 됩니다. 스펙트럼 분석에 따르면 별의 표면 온도는 21만 켈빈 이상에 이르며 이 결과 WR102는 태양보다 약 36배 더 뜨거울 것으로 판명되었습니다. 이 뜨거운 물체의 광체는 믿을 수 없을 정도입니다. 태양의 38만 배 이상으로 추정됩니다. WR102는 궁수자리 V3893, LS4368, ALS4368, 샌드포로도 불리며 태양계로부터 대량 만광년 떨어져 있습니다. 이 별은 궁수자리 별자리와 함께 우리 하늘 한 부분을 차지합니다. 그런데 유난히 높은 광도에도 불구하고 우리에게서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 육안으로는 볼 수 없습니다. WR102는 현재 매우 희귀한 별 등급 WO2에 속합니다. 다량의 산소를 포함하고 수소는 거의 포함하지 않습니다. 이는 주로 네온, 탄소 및 산소와 같은 원소의 무거운 코어를 에너지원으로 쓰는 데 의존합니다. 현재까지 이 등급의 천체는 단 9개만 발견되었으며 그 중 4개는 은하수에 있고 나머지 5개는 다른 은하계에 있습니다. 산소 스펙트럼 계열 별을 드물게 만드는 두 가지 요인이 있습니다. 첫째로 진량이 태양 진량의 40배 이상인 별만이 볼프레이의 별이 될 수 있는 잠재적 후보입니다. 둘째, 이 등급은 이러한 유형이 별들의 진화가 마지막 단계에 있음을 나타냅니다. 이런 별들의 수명은 천년에서 만년까지 지속될 수 있는데 이는 천문학적 역사에서 단 몇 초에 불과하며 비교적 적당한 크기입니다. WR102는 특히 밀도가 높은 별로서 반지름은 태양의 58%에 불과합니다. 반면에 진량은 태양 진량의 15배에서 18배로 추정됩니다. 탄생 당시에는 태양 진량의 40배에서 60배만큼 무거웠던 것으로 생각됩니다. 그럼에도 불구하고 별 내부의 높은 온도와 강력한 화학 반응으로 인해 입자 속도가 초당 5000km가 넘는 매우 강력한 항성풍이 발생합니다. WR102가 항성풍으로 인해 지구 진량 한계에 해당하는 물질을 태워버리는데 불과 몇 달밖에 걸리지 않습니다. 이러한 입자 방출 속도로 별은 만년 동안 태양 진량 한계에 해당하는 물질을 잃게 됩니다. WR102 주위를 공전하는 행성은 없지만 밀도가 높지 않은 가스층으로 둘러싸여 있으며 강력한 자외선 복사와 강한 항성풍에 노출되어 있습니다. 이 가스층은 수축되고 이온화되어 별 주위의 정교한 구조를 유지합니다. 과학자들의 이론에 따르면 WR102 주변의 가스 구름은 아마도 이전의 별의 외부 수소층의 잔재일 수도 있습니다. 또 다른 이론은 별에서 방출되는 입자 흐름의 결과로 구름이 생겼다고 주장합니다. WR102는 우주에서 눈에 띄게 가스층이 생기는 유일한 장소는 아닙니다. 예를 들어 WR142 WR3022 WR93B는 물론 중심 스타인 벌레성온인 NGC도 약 20만 켈빈 이상으로 뜨겁습니다. 일부 백색 외성은 표면 온도가 거의 동일하기도 합니다. 그러나 이들 모두는 중성자별과 일치하지 않습니다. 중성자별이 탄생하면 그 온도는 무려 천억 켈빈에 도달할 수 있습니다. 활성 중성 미자 방출은 상대적으로 빠르게 냉각됩니다. 그러나 어느 쪽이든 중성자별의 표면 온도는 결코 10만 켈빈 미만이 아닙니다. 오늘날의 우주론적 개념에 따르면 가상의 빅뱅이 일어난 순간의 우주 온도는 기본 물리 상수인 32 켈빈의 1.4 곱하기 정도였습니다. 이 값을 판자 온도라고 합니다. 우주에서 일어나는 상상을 초월하는 엄청나게 가혹한 환경 조건에서 물리적 법칙은 왜곡되고 비틀어지기 때문에 현대 물리학으로는 더 높은 온도의 물질을 정의할 수 없습니다. 다시 WR102로 돌아가서 보면 오늘날 우리가 가지고 있는 항성 진화에 대한 데이터를 가지고 판단해보면 이 별은 이제 생애 종착지에 접어들었습니다. 주계열성과는 달리 울프리의 별은 생애 마지막 단계에서는 더 이상 팽창하지 않습니다. 이 별의 상당한 진량은 이미 모든 별 물질을 조밀하고 뜨거운 공으로 함께 뭉쳐있기 때문입니다. 그러나 항성풍으로 인해 진량이 많이 손실된 후 현재 추정치가 정확하다면 이 천체는 결국 불안정해질 것입니다. WR102는 향후 1500년 내 어느 시점에서든 초신성이 될 것으로 보입니다. 이 별과 지구 사이의 거리가 1만 광년이라는 점을 생각하면 이미 사건이 일어났을 가능성도 높습니다. 이 별이 초신성으로 변했다면 이 초신성은 더욱 강력한 감마선 플레어를 동반할 것입니다. 다행히도 우리 행성은 이 위험한 방출로 인한 어떤 해로운 영향도 겪기에는 너무 멀리 떨어져 있습니다. WR102는 다소 무거운 화학 원소와 철로 구성되어 있습니다. 이후의 진화로 인해 임계점까지 수축하게 됩니다. 별의 수명 주기를 마무리하는 대폭발은 강력한 양성자와 중성자를 포획하는 과정을 촉발하여 트렌스 우라늄을 포함한 더 무거운 원소를 형성하게 됩니다. 결국 WR102는 믿을 수 없을 정도로 뜨겁고 밀도가 높은 천체인 중성자별로 탈바꿈하게 될 것입니다. 폭발로 인해 파괴된 이전 별의 바깥층은 서서히 냉각되는 에블라를 형성하고 주변 공간에 열을 발산합니다. 수십억 년 후에 이 물질은 새로운 행성계를 형성할 수 있을 것입니다. 지금부터 보시는 영상은 그동안 우주에서 가장 큰 별이었던 UI스쿠티와 스티븐슨 2-18 그리고 태양과 태양 내 행성과의 크기 비교를 위한 영상입니다. 그 어마어마한 규모의 입이 떡 벌어집니다. 얼마 전까지만 해도 태양으로부터 9.5광년 떨어진 곳에 오랫동안 인류에게 알려진 가장 큰 별로 여겨졌던 것은 UI스쿠티였습니다. 이 별은 BD-1E-5055라고도 불리며 너무나 거대해서 태양계 중심에 있는 목성 궤도 너머의 영역을 덮을 정도입니다. 그 반경은 태양의 1900배에 달하고 부피는 태양의 50억 배 이상일 수 있습니다. 그러나 최근 새로운 거인이 알려졌는데 우주에서 가장 큰 별이라는 칭호를 주장했습니다. 스티븐슨 2-18 또는 RSGC 2-18로 알려져 있습니다. 공식명칭은 스티븐슨 2 DFK1이지만 여기서는 이해를 돕기 위해 스티븐슨 2-18로 이 별을 호칭하겠습니다. 이 별은 태양으로부터 약 2만광년 떨어져 있으며 산계성단인 스티븐슨 성단의 일부입니다. 일부 과학자들에 따르면 이 우주물체는 어느 쪽에 있는지가 정확하지 않기 때문에 스티븐슨 성단에 있다거나 연관시켜서는 안된다고도 합니다. 스티븐슨 2-18은 방패자리 별자리에 위치하고 있으며 별 자체는 1990년대 올스카이 데이터베이스에 등록되었지만 거대한 우주먼지 구름이 방패자리 별자리의 성단을 관찰하는데 큰 방해가 되어 과학자들의 관측 시야를 가리고 있습니다. 2020년이 되어서야 과학자들은 그 크기에 대한 데이터를 얻을 수 있었고 그 정보는 놀라운 정보들이었습니다. 일부 추정에 따르면 스티븐슨 2-18의 반경은 최대 15억킬로미터에 달할 수 있는데 이는 지구에서 태양까지 거리의 10배 또는 태양반경의 2150배에 해당합니다. 이것은 초고성이라면 그 부피가 태양의 약 100억배에 달해야 한다는 것을 의미합니다. 태양계 중심에 위치한다면 스티븐슨 2-18은 지구 행성은 말할 것도 없고 목성을 삼키고 토성까지 쉽게 삼켜버릴 크기인 것입니다. 흥미롭게도 빛이 이 거대한 별의 적도를 따라 이동하는 데는 거의 8시간 30분이 소요됩니다. 이것은 태양광이 궤도의 가장 먼 지점에 있는 명왕성에 도달하는 데 걸리는 시간과 같습니다. 초고성의 광도는 표면 온도가 약 3200켈빈으로 비교적 낮지만 태양의 광도에 44만배에 달하는 것으로 추정됩니다. 그러나 이 별은 태양보다 약 2배 정도 적으며 빛 스펙트럼의 적색띠에 해당합니다. 이것이 스티븐슨 2-18이 적색 초고성 범주에 속하는 이유입니다. 또한 상대적으로 낮은 온도는 별의 방사선 대부분이 가시광선 및 열 스펙트럼에 포함되어 있으며 치명적인 자외선 및 지수율 유형의 방사선의 양이 상대적으로 미미하다는 것을 의미합니다. 인상적인 크기와 충분한 광도에도 불구하고 스티븐슨 2-18은 지구에서 육안으로 볼 수 없다는 것이 이상하게 보일 수 있습니다. 그러나 이것은 표면 온도가 낮을 뿐만 아니라 별먼지와 가스 구름이 거대한 별을 덮어 지구의 관측자로부터 자주 숨기 때문입니다. 그들은 별의 빛을 흡수하고 분산시키며 이로 인해 물체를 연구하는 데 어려움을 겪습니다. 스티븐슨 2-18의 진량은 아직 측정되지 않았습니다만 과학자들은 태양 진량의 25배 정도로 보고 있습니다. 그러나 내부 구성이 ui 스쿠티 및 기타 초고성 별들의 구성과 유사하다고 가정합니다. 태양 진량 20배 이내에 크기여야 합니다. 만약 그렇다면 그런 초고성의 평균 밀도는 극도로 낮아야 하며 실제로 우주와의 경계에 있는 해발 약 90km 높이 지구 대기 밀도와 거의 같은 수준입니다. 별을 빛나게 하는 에너지인 열액 에너지가 이런 조건에서도 여전히 유지된다는 것은 정말 놀라운 일입니다. 초대형 크기는 너무 놀라워서 이러한 물체는 거의 안정적이지 않습니다. 대부분은 광도 측면에서 가변적이며 일반적으로 이러한 가변성은 예측할 수 없습니다. 압도적인 다수의 초고성들이 생애 주기의 마지막 단계에 있기 때문에 당연합니다. 이는 문자 그대로 언제든지 초신성이 될 수 있음을 의미합니다. 항성 진화에 대한 현대 과학적 개념에 따르면 존재의 후기 단계에서 적색 초고성이 될 자격을 갖춘 것은 원래 진량이 태양의 10배에서 40배 사이인 별입니다. 내부의 열액 반응으로 모든 수소가 빠르게 연소되어 헬륨으로 변합니다. 그 후 헬륨, 탄소, 산소, 리튬에 핵융합 반응이 별의 주요 에너지원이 됩니다. 이런 종류의 별의 기대수명은 수백만 년으로 비교적 짧습니다. 진화함에 따라 미래의 초대형 거대성은 강한 태양풍으로 인해 크기가 급격히 팽창하고 진량을 잃습니다. 원래 별을 둘러싼 별 먼지와 가스 구름은 새로운 별에 빠르게 흡수되어 놀라운 속도로 원래 크기보다 훨씬 더 부풀어 오릅니다. 그러나 자체 태양풍은 별 주위에 새로운 성운을 만듭니다. 이런 종류의 별은 수명이 짧기 때문에 현실적으로 이 성운에서는 어떤 행성도 탄생할 수 없습니다. 결국 슈퍼거인은 폭발하고 맙니다. 초신성이나 하이퍼 신성 사건 이후 별의 바깥층은 흩어지고 점차 식어 성운을 형성합니다. 이전 핵은 진량에 따라 중성자별이 되거나 블랙홀이 됩니다. 초신성 사건은 반경수 광년 내에 모든 생명체를 제거할 수 있을 만큼 강력한 고에너지 X선 폭발을 동반합니다. 다행스럽게도 우리 지구에게는 지금까지 과학자들이 확인한 모든 초고성들이 그보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있기 때문에 우리는 하전 입자의 활성 방사선으로 인해 그러한 것으로부터 피해를 입지는 않을 것입니다. 이 유형의 별의 회전은 점차 느려지고 결국에는 외부층이 사실상 정지하게 됩니다. 한편 별의 핵은 전혀 줄어들지 않고 계속해서 회전하며 핵의 속도와 바깥층의 속도 사이에는 상당한 차이가 있을 수 있습니다. 높은 광도, 낮은 온도 및 인상적인 크기를 고려하면 스티븐슨 2-18의 거주 가능 구역은 별로부터 엄청 떨어진 지역으로 그 크기가 정말 거대할 것입니다. 그 중심은 별의 중심에서 약 663천문단이 떨어져 있어야 합니다. 즉 태양 중심에서 명왕성 궤도까지의 거리의 20배입니다. 그리고 거주 가능 구역의 면적은 태양 면적의 10억 배에 달할 것으로 예상됩니다. 과학자들은 초고성 주위에 행성계가 존재할 가능성을 인정합니다. 하지만 이 별들의 짧은 수명과 불안정한 조건은 문제입니다. 어쨌든 확률은 거의 무시할 수 있습니다. 지금까지 스티븐슨 2-18 주변에서 확인된 외계 행성은 발견되지 않았습니다. 이 별에서 지금 출발한 빛은 2만 년이 지난 후 지구에 도착할 만큼 멀리 떨어져 있습니다. 우리가 아는 바로 지금 이 순간, 그 핵은 수축되어 극도로 밀도가 높은 중성자별을 형성하고 있으며 외부층의 빨갛고 뜨거운 파편이 모든 방향으로 날아가서 얼음으로 뒤덮인 공간의 일부가 될 수 있습니다. 지금 이별에 급박한 상황이 생겨서 이 별이 없어졌다고 하더라도 우리 인류는 아주 먼 미래에 가서야 이 사실을 알아차릴 것입니다. 오늘 이야기는 여기까지입니다. 다음에 또 만나요. 안녕!