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항성

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목차

1. 개요

항성은 스스로 빛을 내는 천체로, 인류 문명과 밀접한 관련을 맺어왔다. 고대부터 별자리를 이용해 시간과 계절을 측정하고 항해에 활용했으며, 현대 천문학은 항성의 관측을 통해 우주의 구조와 진화를 연구한다. 항성은 수소와 헬륨을 주성분으로 하며, 중심부에서 핵융합 반응을 통해 에너지를 생성한다. 질량에 따라 수명과 진화 과정이 다르며, 주계열성, 거성, 초거성 등 다양한 단계로 진화한다. 항성은 홑별, 쌍성, 다중성계, 성단 등 다양한 형태로 존재하며, 그 특징은 질량, 화학적 조성, 자전, 온도, 복사 작용, 광도, 스펙트럼, 나이 등에 의해 결정된다.

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항성
이미지
태양 백색광 이미지
지구에서 가장 가까운 G형 주계열성인 태양의 이미지
별 형성 지역
대마젤란 은하의 별 형성 지역
기본 정보
설명스스로 빛을 내는 거대한 천체
다른 이름항성(恒星), 별

특징
에너지원핵융합 반응
밝기매우 밝음
질량태양 질량의 약 0.08배부터 200배 이상까지 다양
구성 성분수소, 헬륨 등이 주성분
수명별의 질량에 따라 수십만 년에서 수조 년까지 다양
분류
분광형O, B, A, F, G, K, M형 등으로 분류
주계열성수소 핵융합 반응을 하는 별
거성주계열 단계를 벗어난 별
백색 왜성질량이 작은 별의 최종 진화 단계
중성자별거대한 별의 초신성 폭발 후 남은 잔해
블랙홀중력이 매우 강한 천체
형성 및 진화
형성분자 구름에서 중력 수축으로 형성
진화 과정주계열성 단계
거성 또는 초거성 단계
백색 왜성, 중성자별, 블랙홀 등으로 진화
진화에 영향을 미치는 요인별의 질량, 화학 조성
관측
맨눈 관측밤하늘에서 밝게 빛나는 점으로 관측
망원경 관측자세한 형태, 밝기, 색깔 등을 관측
분광 관측별의 화학 조성, 온도, 운동 등을 분석
관련 연구
별의 내부 구조 및 진화핵융합 반응, 에너지 전달 메커니즘 연구
별의 질량과 수명별의 질량과 진화 단계에 따른 수명 연구
외계 행성 탐색별 주위를 도는 외계 행성 연구
우주론초기 우주 형성 및 진화 연구
기타
태양계태양은 태양계의 중심 별
쌍성계 및 다중성계두 개 이상의 별이 중력으로 묶인 항성계
행성계별 주위를 도는 행성들의 계

2. 관측 역사

역사적으로 항성은 인간의 문명과 밀접한 연관을 맺어 왔다. 인류는 항성을 종교적 제의의 대상으로 여기거나, 천체를 이용한 항해 및 방위 판단에 항성을 이용했다.[246] 고대 천문학자들은 항성은 천구에 붙어서 항구히 움직이지 않고 영원히 사는 존재라고 여겼다. 천문학자들은 합의를 거쳐서 항성을 별자리에 따라 묶었고, 이를 이용하여 행성과 태양의 움직임을 예측했다.[246] 인류는 하늘의 별을 기준으로 태양의 움직임을 관측하여 태양력을 만들어서 농업 활동을 규칙적으로 수행하는 데 이용하였다.[247] 현재 전 세계적으로 널리 쓰이는 그레고리력은 가장 가까운 항성 태양에 대한 지구 자전축 각도를 바탕으로 만든 달력이다.

기원전 1534년 고대 이집트에서 최초로 신빙성 있는 항성 기록을 남겼다.[248] 이슬람 천문학자들은 많은 별에 아랍어 이름을 붙였고, 그중 많은 수가 지금도 불리고 있다. 이들은 항성의 위치를 관측하고 예측할 수 있게 하는 많은 천문 관측기구를 발명했다.

1019년 천문학자 아부 라이한 알 비루니는 우리 은하를 성운 형태 항성이 뭉쳐서 이루어진 것으로 묘사했다.[249]



밤하늘
밤하늘의 별들


일반적으로 항성은 모습이 거의 변하지 않지만, 중국 천문학자들은 새로운 별이 나타나는 것을 알아냈다.[250] 튀코 브라헤를 비롯한 초기 유럽 천문학자들은 밤하늘에 새롭게 나타나는 신성을 발견하고, 이를 통해 하늘이 불변하는 것이 아니라는 점을 시사했다.[23] 1584년 조르다노 브루노는 별이 태양과 같은 존재이며, 지구와 같은 행성이 그 주위를 공전할 수도 있다고 주장했다.[23] 이러한 생각은 이전에도 있었지만, 17세기에 이르러 별이 태양과 같다는 생각은 천문학자들 사이에서 점차 받아들여졌다.[23] 아이작 뉴턴은 별들이 모든 방향으로 고르게 분포되어 있어 태양계에 중력적 영향을 미치지 않는다고 설명했다.[27]

1667년 제미니아노 몬타나리는 알골의 밝기가 변하는 것을 관찰하여 기록했다.[23] 에드먼드 핼리는 지구 근처 항성들의 고유 운동을 측정하여, 고대 그리스 천문학자 프톨레마이오스와 히파르쿠스 시대 이후로 위치가 바뀌었음을 보여주었다.[23]

1838년 프리드리히 베셀은 시차법을 이용하여 백조자리 61까지의 거리를 성공적으로 측정했다.[23] 이는 별까지의 거리를 직접 측정한 최초의 사례이며, 별들이 하늘에서 매우 멀리 떨어져 있음을 보여주었다.

윌리엄 허셜은 밤하늘 항성의 분포 상태를 측정했고,[28] 요세프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키는 항성 분광학의 지평을 열었다.[30] 1865년 안젤로 세키는 항성을 분광형에 따라 분류했다.[30] 1900년대 애니 점프 캐넌이 근대적인 항성 분류의 틀을 확립했다.[31]

1834년 프리드리히 베셀은 시리우스의 고유 운동 변화를 발견하고 숨겨진 동반성의 존재를 예측했다.[32] 1899년 에드워드 피커링은 분광쌍성의 존재를 최초로 입증했다.[32] 19세기에 쌍성 관측은 천문학에서 점점 더 중요해졌다.

20세기에 접어들면서 항성 관측의 발전 속도가 매우 빨라졌다. 카를 슈바르츠실트는 항성의 색 및 온도는 겉보기 등급과 사진 등급을 비교함으로써 측정이 가능함을 알아냈다.[33] 광전 광도계의 발명으로 빛 에너지를 전기 에너지로 바꾸어 여러 파장대의 밝기를 측정할 수 있게 되었다.[33] 1921년 앨버트 마이컬슨은 간섭계를 사용하여 최초로 항성의 반지름을 측정했다.[33]

20세기 초 헤르츠스프룽-러셀 도표의 개발로 천체 물리학의 발전에 박차가 가해졌다.[33] 양자 물리학의 발전으로 항성 스펙트럼 양상을 합리적으로 설명할 수 있는 이론이 개발되었다.[34][35]

초신성을 제외하면 인류가 알고 있는 별의 대부분은 우리 은하 내 국부 은하군 및 우리 은하 내 관측이 가능한 부분에 속해 있다.[36][37]

2. 1. 고대 및 중세

역사적으로 항성은 인간의 문명과 밀접한 연관을 맺어 왔다. 인류는 항성을 종교적 제의의 대상으로 여기거나, 천체를 이용한 항해 및 방위 판단에 항성을 이용했다.[246] 고대 천문학자들은 항성은 천구에 붙어서 항구히 움직이지 않고 영원히 사는 존재라고 여겼다. 천문학자들은 합의를 거쳐서 항성을 별자리에 따라 묶었고, 이를 이용하여 행성과 태양의 움직임을 예측했다.[246] 인류는 하늘의 별을 기준으로 태양의 움직임을 관측하여 태양력을 만들어서 농업 활동을 규칙적으로 수행하는 데 이용하였다.[247] 현재 전 세계적으로 널리 쓰이는 그레고리력은 가장 가까운 항성 태양에 대한 지구 자전축 각도를 바탕으로 만든 달력이다.

기원전 1534년 고대 이집트에서 최초로 신빙성 있는 항성 기록을 남겼다.[248] 이슬람 천문학자들은 많은 별에 아랍어 이름을 붙였고, 그중 많은 수가 지금도 불리고 있다. 이들은 항성의 위치를 관측하고 예측할 수 있게 하는 많은 천문 관측기구를 발명했다.

1019년 천문학자 아부 라이한 알 비루니는 우리 은하를 성운 형태 항성이 뭉쳐서 이루어진 것으로 묘사했다.[249]

일반적으로 항성은 모습이 거의 변하지 않지만, 중국 천문학자들은 새로운 별이 나타나는 것을 알아냈다.[250]

2. 2. 근대

튀코 브라헤를 비롯한 초기 유럽 천문학자들은 밤하늘에 새롭게 나타나는 신성을 발견하고, 이를 통해 하늘이 불변하는 것이 아니라는 점을 시사했다.[23] 1584년 조르다노 브루노는 별이 태양과 같은 존재이며, 지구와 같은 행성이 그 주위를 공전할 수도 있다고 주장했다.[23] 이러한 생각은 이전에도 있었지만, 17세기에 이르러 별이 태양과 같다는 생각은 천문학자들 사이에서 점차 받아들여졌다.[23] 아이작 뉴턴은 별들이 모든 방향으로 고르게 분포되어 있어 태양계에 중력적 영향을 미치지 않는다고 설명했다.[27]

1667년 제미니아노 몬타나리는 알골의 밝기가 변하는 것을 관찰하여 기록했다.[23] 에드먼드 핼리는 지구 근처 항성들의 고유 운동을 측정하여, 고대 그리스 천문학자 프톨레마이오스와 히파르쿠스 시대 이후로 위치가 바뀌었음을 보여주었다.[23]

1838년 프리드리히 베셀은 시차법을 이용하여 백조자리 61까지의 거리를 성공적으로 측정했다.[23] 이는 별까지의 거리를 직접 측정한 최초의 사례이며, 별들이 하늘에서 매우 멀리 떨어져 있음을 보여주었다.

2. 3. 현대

윌리엄 허셜은 밤하늘 항성의 분포 상태를 측정했고,[28] 요세프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키는 항성 분광학의 지평을 열었다.[30] 1865년 안젤로 세키는 항성을 분광형에 따라 분류했다.[30] 1900년대 애니 점프 캐넌이 근대적인 항성 분류의 틀을 확립했다.[31]

1834년 프리드리히 베셀은 시리우스의 고유 운동 변화를 발견하고 숨겨진 동반성의 존재를 예측했다.[32] 1899년 에드워드 피커링은 분광쌍성의 존재를 최초로 입증했다.[32] 19세기에 쌍성 관측은 천문학에서 점점 더 중요해졌다.

20세기에 접어들면서 항성 관측의 발전 속도가 매우 빨라졌다. 카를 슈바르츠실트는 항성의 색 및 온도는 겉보기 등급과 사진 등급을 비교함으로써 측정이 가능함을 알아냈다.[33] 광전 광도계의 발명으로 빛 에너지를 전기 에너지로 바꾸어 여러 파장대의 밝기를 측정할 수 있게 되었다.[33] 1921년 앨버트 마이컬슨은 간섭계를 사용하여 최초로 항성의 반지름을 측정했다.[33]

20세기 초 헤르츠스프룽-러셀 도표의 개발로 천체 물리학의 발전에 박차가 가해졌다.[33] 양자 물리학의 발전으로 항성 스펙트럼 양상을 합리적으로 설명할 수 있는 이론이 개발되었다.[34][35]

초신성을 제외하면 인류가 알고 있는 별의 대부분은 우리 은하 내 국부 은하군 및 우리 은하 내 관측이 가능한 부분에 속해 있다.[36][37]

표면 온도에 따른 색과 종류의 차이
종류온도(켈빈)[223]대표적인 항성[224]
O33,000 K 이상좀비자리 ζ별
B10,500–30,000 K오리온자리 γ별
A7,500–10,000 K시리우스
F6,000–7,200 K프로키온
G5,500–6,000 K태양、카펠라
K4,000–5,250 K아르크투루스
M2,600–3,850 K베텔게우스、미라



3. 별 명명

별자리의 개념은 바빌론 제국 시대부터 존재했던 것으로 알려져 있다.[204] 고대 천문 관측자들은 별의 배치를 보고 자연물이나 신화 속 등장인물과 연결시켰으며, 황도 근처 12개 별자리는 점성학의 기초가 되었다.[204] 많은 별은 아랍어 또는 라틴어 이름을 갖고 있다.[215]

별은 각자 고유의 신화를 갖고 있으며, 죽은 자 또는 신의 영혼으로 여겨졌다.[264] 예를 들어 알골은 고르곤 메두사의 눈을 상징했다.[264]

17세기 독일 천문학자 요한 바이어는 성도를 만들고 각 별자리 내 별의 밝기 기준으로 그리스 문자를 붙였다.[44] 이후 영국 천문학자 존 플램스티드는 아라비아 숫자를 이용한 플램스티드 명명법을 개발했다.[45]

오늘날 항성 또는 기타 천체에 이름을 붙일 권한이 있는 기관은 국제 천문 연맹(IAU)이다.[46][47] 여러 기업체가 돈을 받고 별에 이름을 지어 붙이는 업무를 보고 있으나, 이들이 지어 붙인 이름은 과학계에서 인정받지 못하고 있다.[265] 과학계는 이러한 사기업을 사기 행각을 벌이는 단체로 보고 있다.[266]

4. 측정 단위

대부분의 항성 제원은 전통적으로 SI 단위계 방식으로 표시하지만, CGS 단위계 방식도 함께 사용한다. 예를 들면 별의 밝기는 erg/sec(초당 에르그)로 표시하기도 한다.[267] 태양 외 항성의 질량, 밝기, 반지름은 태양을 1로 놓았을 때의 값을 기준으로 표시한다. 태양의 질량, 밝기, 반지름의 구체적인 값은 아래와 같다.[267][268]

태양 질량M_\odot = 1.9891 \times 10^{30} kg
태양 광도L_\odot = 3.827 \times 10^{26} W
태양 반지름R_\odot = 6.960 \times 10^{8} m



초거성의 반지름이나 쌍성계 구성원 간의 공전궤도 긴반지름 등은 주로 천문단위로 표시한다. 1AU는 태양에서 지구까지의 거리로, 구체적 값은 약 1억 5천만 킬로미터이다. 2012년 IAU는 천문상수를 미터 단위의 정확한 길이인 149,597,870,700 m로 정의했다.[48]

5. 생성과 진화

항성은 분자 구름 속에서 태어난다. 이 구름은 성간 물질 중 밀도가 높은 지역(그러나 지구의 진공실보다도 낮은 밀도이다)으로 주로 수소로 이루어져 있으며 약 23 ~ 28퍼센트의 헬륨 및 수 퍼센트의 중원소도 포함되어 있다. 이렇게 항성이 태어나는 대표적 장소로 오리온 성운을 들 수 있다.[269] 질량이 큰 별은 태어난 뒤 강력한 빛으로 주위 먼지구름을 밝히면서 주변 구름을 이온화하고 H II 영역을 만든다.

모든 별은 삶의 대부분을 주계열 단계로 보낸다. 이 기간에 별은 중심핵에서 수소를 태워서 헬륨으로 바꾼다. 질량이 다른 별들은 진화단계에서 각자 극명하게 다른 물리적 속성을 보여준다. 무거운 별은 주변 환경에 미치는 영향의 형태에 있어 가벼운 별과는 다르다. 천문학계는 항성을 질량에 따라 다음과 같이 분류한다.[270]


  • 초저질량별: 질량이 태양의 50 퍼센트 미만으로 점근거성가지(AGB) 단계를 거치지 않고 백색 왜성으로 곧장 진화한다.
  • 저질량별: 질량이 태양의 50 퍼센트 이상 ~ 태양질량의 1.8 ~ 2.2배 미만(조성물 차이 때문에 상한선에 차이가 난다.)으로 태양이 여기에 속한다. 점근거성가지 단계를 거치며 여기에서 헬륨 축퇴핵이 만들어진다.
  • 중간질량별: 헬륨 융합을 거치며 여기에서 탄소-산소 축퇴핵이 만들어진다.
  • 고질량별: 최소 질량이 태양의 7 ~ 10배이나 5 ~ 6배일 수도 있다. 탄소 융합 과정을 거치며 중심핵이 붕괴하면서 초신성 폭발로 최후를 맞는다.


질량 작은 별(왼쪽)과 무거운 별(오른쪽)의 진화 과정을 나타낸 그림. 각 단계 아래 노란 글씨는 예시 천체이다.


5. 1. 원시별 형성

항성 형성 과정은 분자 구름 내부 중력이 불안정해지면서 시작된다.[57][58] 또는 초신성 폭발의 충격파나 두 은하의 충돌(폭발적 항성생성은하로 부른다)로도 발생한다. 어떤 영역이 진스 불안정성 기준을 만족할 만큼 충분한 물질 밀도에 도달하면, 자체 중력 아래에서 붕괴하기 시작한다.[59]

밀도가 높은 분자 구름 속에서 항성이 태어나는 모습의 상상도.


분자 구름이 붕괴하면 밀도 높은 먼지 및 가스 덩어리 등은 보크 구상체를 형성한다. 구상체가 스스로의 중력 때문에 수축하면서 밀도가 늘어날수록 중력 에너지는 열로 바뀌며 온도는 올라간다. 원시별 구름이 안정적인 유체 정역학적 평형 상태에 이르면 구름 중심부에서 원시별이 탄생한다.[271][60] 이런 원시별 주위에는 원시 행성계 원반이 형성된 경우가 많다. 중력 수축 과정은 약 1천만 년에서 1천 5백만 년에 걸쳐 진행된다.[61]

원시성 중 태양 질량 2배 이하를 황소자리 T 항성으로 부르며 그보다 질량이 큰 경우는 허빅 Ae/Be 항성으로 부른다.[62][63] 이렇게 새로 태어난 별은 자전축 양단에서 허빅-아로 천체로 불리는 성운끼를 발산한다.[272]

항성은 물질 밀도가 더 높은 우주 공간 영역에서 응축되지만, 그러한 영역은 진공 챔버 내부보다 밀도가 낮다. ''분자 구름''으로 알려진 이러한 영역은 주로 수소로 구성되며, 헬륨이 약 23~28퍼센트, 그리고 몇 퍼센트의 무거운 원소가 포함되어 있다. 이러한 항성 생성 영역의 한 예로 오리온 성운이 있다.[49] 대부분의 항성은 수십 개에서 수십만 개의 항성 그룹으로 형성된다.[50] 이러한 그룹 내의 거대 항성은 그 구름을 강력하게 밝히고, 수소를 이온화시켜 H II 영역을 생성할 수 있다. 항성 형성으로부터 나오는 이러한 피드백 효과는 궁극적으로 구름을 파괴하고 추가적인 항성 형성을 방지할 수 있다.[51]

5. 2. 주계열 단계

항성은 자신의 일생 중 90퍼센트에 이르는 기간을 중심핵의 고압, 고온 환경 아래 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 핵융합 작용을 하면서 보낸다. 이 기간을 주계열 단계라고 한다. 주계열 단계에 있는 별을 다른 말로 난쟁이별이라고도 부른다.[273] 영년 주계열로부터 시작해서 중심핵에 축적되는 헬륨의 양은 점차 늘어난다. 그 때문에 중심핵에서 필요한 핵융합 작용의 빈도를 충족시키기 위해서 항성은 천천히 뜨거워지고 밝아진다.[273] 예를 들면 태양의 경우 46억 년 전 영년 주계열에 도달하였을 때에 비해 지금의 태양은 밝기가 40퍼센트 정도 증가한 상태이다.[274]

모든 별은 항성풍을 통해 가스를 우주 공간으로 방출한다. 대부분의 별의 경우 항성풍으로 잃는 질량은 미미하다. 태양은 매년 자기 질량의 10−14배[275] 만큼의 가스를 항성풍으로 날려 보내는데 이 추세라면 태양은 자신의 일생 동안 자기 질량의 1만분의 1을 잃는 셈이다. 그러나 매우 무겁고 밝은 별은 매년 태양 질량의 10−7배에서 10−5배에 해당하는 질량을 방출하며 이는 이들의 진화 과정에도 영향을 미친다.[276] 처음 태어날 때 태양보다 50배 이상 무거운 별은 일생 동안 자기 질량의 절반 정도를 날려 보낸다.[277]

헤르츠스프룽-러셀 도표. 태양은 중앙에 있다(#항성 분류 참조).


주계열상에서 항성이 머물 수 있는 시간은 자신이 가진 수소를 어느 정도 속도로 태우느냐에 달려 있다. 즉 태어날 때의 질량 및 밝기가 항성의 운명을 결정하는 것이다. 태양의 경우 주계열상에서 머물 수 있는 시간은 약 110억 년이다. 태양보다 더 큰 별은 태양보다 연료를 빨리 태우며 빨리 죽는다. 반면 태양보다 질량이 작은 별(적색 왜성 및 오렌지색 왜성)은 연료를 매우 알뜰하게 소비하며 수백억 년에서 수천억 년까지 살 수 있다. 생의 마지막에서 이들은 서서히 식으면서 어두워진 뒤 흑색 왜성이 된다.[243] 그러나 이런 별의 수명은 우리가 아는 우주의 나이(137억 년)보다 길기 때문에 아직까지 흑색 왜성으로 진화한 사례는 없다.

질량 외에도 무거운 원소의 함유량이 그 별의 진화 과정에 영향을 끼친다. 천문학에서는 헬륨보다 무거운 모든 원소를 ‘금속’으로 부르며 항성 내 이들의 화학적 농도를 ‘중원소 함유량’으로 부른다. 금속 함유량은 항성이 수소를 태우는 기간에 영향을 주며 자기장의 생성을 조절하고[278] 항성풍의 강도를 바꾼다.[279] 항성종족 I과 같이 젊은 별은 종족 II처럼 늙은 별보다 중원소를 더 많이 지니는데 그 이유는 이들이 태어난 분자 구름 속에 중원소가 많이 섞여 있었기 때문이다. 늙은 별이 죽음을 맞으면서 외곽 대기에서 방출한 물질로 말미암아 분자 구름 속의 무거운 원소 비율은 시간이 갈수록 증가한다.

5. 3. 후 주계열 과정

태양 질량의 0.4배 이상 천체[243]는 중심핵에 있던 수소를 모두 태우면 외곽층이 부풀어 오르면서 적색 거성으로 된다. 태양은 약 70억 년 후 적색 거성이 될 것이며 반지름은 지금의 250배 정도로 증가하여 지구 궤도 근처까지 부풀어 오를 것이다. 적색 거성 단계에서 태양은 질량의 30퍼센트를 잃게 된다.[274][280]

태양보다 2.25배 무거운 별의 경우 적색 거성 단계에서의 핵융합 반응은 중심핵 바깥쪽 층에서 계속된다.[281] 중심핵은 헬륨 융합이 일어날 수준까지 압축되며 항성은 서서히 수축하며 표면 온도가 높아진다. 질량이 더 큰 별의 경우 중심핵 부분에서 수소 핵융합은 헬륨 융합 작용으로 급격히 전환된다.[245]

항성이 중심핵에 남아 있는 헬륨을 소진하고 나면, 핵융합 반응은 탄소 및 산소로 이루어진 뜨거운 중심핵 바깥층에서 이루어진다. 그 뒤 항성은 원래의 적색 거성 단계와 평행한 진화 경로를 거치지만 표면 온도는 더 뜨겁다.

베텔게우스(Betelgeuse)를 ALMA가 관측한 모습. ALMA가 최초로 항성의 표면을 관측한 결과이며, 베텔게우스에 대한 가장 고해상도 이미지이다.


5. 3. 1. 무거운 별

태양보다 9배 이상 무거운 별은 헬륨을 태우는 단계에서 적색 초거성으로 진화한다. 중심핵의 헬륨이 소진되면 이들은 헬륨보다 무거운 원소들을 순차적으로 태운다. 중심핵은 탄소(탄소 연소 과정 참고), 산소(산소 연소 과정 참고), 네온(네온 연소 과정 참고), 규소(규소 연소 과정 참고)까지 핵융합 작용의 연료로 사용하며 중심부에 무거운 원소들을 계속 축적시킨다. 항성의 목숨이 거의 끝날 즈음 핵융합 작용으로 생성된 물질들은 항성 내부에 양파 껍질처럼 층을 이루게 된다. 각 층은 서로 다른 원소들을 태우는데, 가장 바깥쪽 층은 수소, 그 아래층은 헬륨, 그 아래는 산소, 네온, 규소 등의 순서이다.[282]

별의 가장 마지막 단계는 중심부에서 철이 생성될 때이다. 철의 원자핵은 다른 원소들보다 단단하게 결합되어 있기 때문에 이들은 핵융합 작용을 할 경우 에너지를 방출하는 것이 아니라 소비한다. 같은 이유로 철은 핵분열로 에너지를 방출할 수 없다.[281] 질량이 큰 별 중 상대적으로 늙은 별 내부에는 핵융합을 할 수 없고 철로 된 거대한 중심핵이 만들어진다.

진화된 질량이 큰 별의 중심부에 있는 양파 껍질 같은 층들(핵붕괴 직전)


5. 3. 2. 붕괴

평균 정도 질량을 가진 별은 진화의 마지막 단계에서 외곽 대기를 행성상 성운의 형태로 우주 공간으로 방출한다. 만약 외곽 대기를 날려 보낸 후 남은 질량이 태양의 1.4배 이하일 경우 별은 백색 왜성이 된다.[283] 백색 왜성은 매우 긴 시간에 걸쳐 천천히 식으면서 흑색 왜성이 된다.

게성운은 서기 1054년 초신성 폭발 뒤의 잔해이다.


외곽 대기를 날려 보낸 후 남은 질량이 태양보다 1.4배 이상 더 큰 별의 경우 초신성 폭발을 일으키게 된다. 초신성은 매우 밝아서 어떤 경우는 은하 전체의 밝기와 맞먹는 빛을 뿜기도 한다. 우리 은하 내에서 초신성 폭발이 관측되었을 때 마치 아무것도 없는 곳에서 별이 태어난 것처럼 보였으므로 이들을 ‘새로운 별’[新星]로 부르기도 했다.[284]

원래 지니고 있던 질량의 대부분을 초신성 폭발로 날려 보내고 난 뒤 남은 물질들은 중성자별이 되거나, 잔해를 뿌리고 난 뒤 중심부에 남은 물질이 태양 질량의 4배가 넘는 천체들처럼 가장 무거운 별의 경우는 블랙홀이 되기도 한다.[285]

6. 분포

항성은 태양처럼 홀로 생겨나기도 하지만 두 개 이상의 별이 동시에 생겨 서로 공전하기도 한다. 다중성계 중 가장 흔한 것은 쌍성이다. 그러나 세 개 이상의 별로 이루어진 항성계도 발견된다.[286] 더 큰 항성계도 존재하는데, 성단은 별 몇 개가 느슨하게 묶인 성협에서부터 수십만 개의 별을 가진 구상 성단까지 다양하다.[82]

시리우스 항성계. 주성 A와 반성인 백색 왜성의 상상도.


항성 대부분이 서로 중력으로 묶여 있는 다중성계를 구성하고 있을 것이라는 가정이 오랫동안 정설로 인정되어 왔다. 질량이 큰 O형, B형 항성의 경우 약 80%가 다중성계를 구성하고 있지만, 질량이 작은 별일수록 홑별(single star)의 비율은 많아진다. 적색 왜성의 경우 85%가 홑별로 추측된다. 적색 왜성이 은하 내 항성 대부분을 차지한다면 우리 은하에 있는 별은 태어날 때부터 대부분이 홑별인 셈이다.[287] 그러나 홑별이 차지하는 비중이 50%가 되지 않는다는 주장도 있다.[288] 2017년 페르세우스 분자운 연구에서는 새로 형성된 별 대부분이 쌍성계에 있다는 것을 발견했다. 모든 별은 처음에 쌍성계로 형성되었지만, 일부 쌍성계는 나중에 분리되어 단일성을 남겼다는 모델도 있다.[111][112]

별은 전 우주 차원에서는 균일하게 퍼져 있지 않다. 그러나 은하 단위로 살펴보면 성간 가스 및 성간 물질과 함께 균일하게 무리를 짓고 있다. 전형적인 은하에는 수천억 개의 별이 있으며 관측 가능한 우주 내에 존재하는 은하의 수는 총 1천 억 개에 이른다.[289] 별은 주로 은하에 존재하는 것으로 알려졌지만 은하와 은하 사이 공간에 있는 별도 발견되었다.[290] 천문학자들은 관측 가능한 우주 영역 내에 적어도 700해(垓) 개에 이르는 항성이 존재한다고 추정한다.[291]

항성 자체는 지구에 비하면 압도적으로 무겁고 밝은 존재이지만 항성과 항성 사이는 엄청나게 떨어져 있다.[292] 태양을 제외하고 지구에서 가장 가까운 항성은 켄타우루스자리 프록시마로 빛의 속도로 4.2년 (39조 9천억 킬로미터)이 걸리는 거리에 있다.[292] 우주 왕복선의 지구 궤도선상 속도(시속 3만 킬로미터)로 프록시마까지 가려면 15만 년이 걸린다.[293] 이 정도는 은하면에 존재하는 별 사이에서는 평균보다 약간 가까운 거리에 해당한다.[294] 은하 중심 또는 구상 성단에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 가깝고, 은하 헤일로에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 멀다.

은하핵 바깥쪽에 위치한 별들 사이의 거리가 매우 멀기 때문에 별과 별이 서로 충돌하는 일은 드물 것으로 여겨진다. 구상 성단이나 은하 중심부처럼 별들의 밀도가 높은 곳은 별끼리 충돌하는 일이 상대적으로 더 흔할 것이다.[295] 이런 항성끼리의 충돌은 청색 낙오성을 만들어 낸다.

NGC 6397의 청색낙오성

7. 특징

항성은 수소와 헬륨을 주성분으로 하는 가스 덩어리이며, 중심부에서 핵융합으로 에너지를 만든다. 중심에서 표면으로 갈수록 밀도와 온도가 점차 감소하며, 이로 인한 압력 차이가 자신의 중력과 균형을 이룬다. 중심부에서 발생한 열은 복사와 대류에 의해 표면으로 운반되어 빛에너지로 방출된다.[228]

항성은 행성보다 질량이 크고 표면 온도도 높다. 태양은 지구의 33만 배 질량, 109배 반지름, 5,780K(5,510℃)의 표면 온도를 가진다.[229] 목성과 비교해도 질량은 1,000배, 반지름은 10배 차이가 난다. 안정된 단계(주계열성)의 항성은 질량이 클수록 반지름이 크고 고온이 되는 경향이 있다. 예를 들어 태양 질량의 7배인 스펙트럼형 B5 주계열성은 반지름이 태양의 4배, 온도는 15,500K 정도이다.[230]

태양 질량의 8%[232]보다 작은 천체는 중심부가 경수소 핵융합 반응을 일으킬 만큼 고온이 되지 않아 갈색왜성으로 분류된다.[231] VY 큰개자리와 같은 적색 초거성은 태양의 1,000배가 넘는 반지름을 가지는 등, 주계열성 단계를 끝낸 항성은 매우 거대해진다.

은하계에 존재하는 항성의 대부분은 M형이나 K형 주계열성처럼 태양보다 질량이 작은 항성이다.[232] 항성은 질량의 10분의 1 정도의 수소 원자가 헬륨 원자로 바뀔 때까지 주계열성으로 존재한다.[233]

항성의 운명은 처음 태어날 때의 질량에 따라 대부분 결정된다. 초기 질량은 그 별의 밝기, 크기, 진화 과정, 수명 및 최후를 맞는 양상 등을 결정하는 요인이다.

별의 거의 모든 특징은 초기 질량에 의해 결정되는데, 여기에는 광도, 크기, 진화, 수명, 그리고 최종적인 운명 등이 포함된다.

이상기체의 상태방정식이 보여주듯이, 기체 상태의 천체는 중력에 대항하기 위해 내부가 고온·고압이 되어야 한다. 하지만, 한편으로 우주 공간의 온도는 3K에 불과하며, 반드시 에너지가 사방으로 흘러나가게 된다. 이것이 항성이 빛나는 이유이며, 그러기 위해서는 에너지를 공급하는 원천이 필요하다。

그 에너지원은 탄생 직후의 항성에서는 자신의 중력 수축이지만, 곧 수소의 핵융합을 에너지원으로 하게 되어, 일생의 대부분을 그 상태로 보낸다。무거운 항성은, 일생의 끝에 가까워지면 핵융합하는 원소를 수소에서 헬륨으로 바꾸고, 순차적으로 원자번호가 큰 원소를 사용하게 되어, 그 과정에서 수축과 팽창을 반복한다。

7. 1. 나이

별의 나이는 대부분 1억 살에서 100억 살 사이이다. 일부 별은 우주의 나이와 비슷한 137억 살 근처일 것으로 보인다. 이전까지 가장 나이가 많은 별은 HE 1523-0901로 예상 수령은 132억 살 이나[297], 2013년 기준으로 가장 오래된 항성이자 천체는 HD 140283으로 그 추정 나이는 136억 6000만년에서 152억 6000만년 사이이다. 이에 NASA는 이 별에 성경에서 가장 장수한 인물로 나오는 므두셀라에서 딴 “므두셀라성(Methuselah star)”이라는 별명을 붙였다[298][299]. 현재까지 발견된 가장 오래된 별인 HD 140283(메투살라 별이라고도 불림)의 추정 나이는 144.6억 ± 0.8억 년이다.[211]

무거운 별은 중심핵의 압력이 매우 커서 수소를 작은 별보다 훨씬 빨리 태우기 때문에 질량이 큰 별일수록 수명은 짧다. 가장 질량이 큰 별은 백만 년 정도 사는 반면 적색 왜성처럼 질량이 작은 별은 연료를 매우 느리게 태우므로 수백억 년에서 수천억 년까지 산다.[300][301]

항성 진화 단계의 수명 (10억 년)[123]
초기 질량 (태양 질량/solar mass영어)주계열성준거성제1 적색 거성헬륨 핵 연소
1.09.332.570.760.13
1.62.280.030.120.13
2.01.200.010.020.28
5.00.100.00040.00030.02


7. 2. 화학적 조성

항성이 태어날 때의 구성비는 대체로 70퍼센트의 수소, 28퍼센트의 헬륨 및 나머지 2퍼센트 중원소로 되어 있다.[302] 무거운 원소의 비율은 통상적으로 항성 상층부 대기 내에 포함된 철의 함유율로 표시하는데 이는 철이 상대적으로 흔한 원소이자 흡수선이 강하게 나타나서 측정하기 쉽기 때문이다.[302] 별이 태어나는 분자 구름은 초신성 폭발이 일어나면서 중원소 함량이 점차 늘어나기 때문에, 항성 내의 중원소 함유량을 통해 그 별의 나이를 알 수 있다.[302] 무거운 원소의 함량은 그 항성이 주위에 행성을 거느리고 있는가를 추측하는 지표이기도 하다.[303]

지금까지 발견된 사례 중 가장 금속 함유량이 적은 별은 HE1327-2326으로 이 별의 중원소 함유비는 태양의 20만 분의 1에 불과하다.[304][126] 반대로 사자자리 뮤(μ 레오니스)의 중원소 함유율은 태양의 두 배에 이르며 행성을 거느린 허큘리스자리 14의 경우 중원소 비율이 세 배에 이른다.[305][127] 크로뮴이나 희토류 원소와 같이 화학적 특이성을 보여 스펙트럼상 평범하지 않은 원소가 많이 함유된 경우도 존재한다.[306][128]

초거성과 극거성 별들의 크기 비교. 시그너스 OB2-12, V382 카리나, 베텔게우스, VV 세페이 A, VY 큰개자리 등이 포함되어 있습니다.

7. 3. 반지름

잘 알려진 별들의 겉보기 색과 크기. 태양은 가운데 있다.


지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 태양을 제외한 별은 지구에서 볼 때 지구 대기 때문에 깜빡거리면서 빛나는 점으로 보인다. 태양은 항성이지만 지구에서 매우 가깝기 때문에 원반 형태로 보인다. 태양을 빼면 그 다음으로 시지름이 큰 별은 황새치자리 R로 시지름은 고작 0.057초각에 불과하다.[307][130]

별의 시지름은 대부분 지상에서 망원경을 이용하여 관찰하기에는 너무 작기 때문에 간섭계를 사용하여 크기를 측정한다. 간섭계 외에 항성 반지름을 재는 다른 방법으로 엄폐 현상을 이용하기도 한다. 달이 특정 항성을 가리거나 다시 드러내는 순간 항성의 밝기가 변화하는 수치를 정확히 측정하여 항성의 각지름을 계산할 수 있다.[308][131] 쌍성계에서 한 별이 다른 별을 가리면서 광도가 변화하는 것을 통해 항성의 지름을 구하기도 한다.[309]

별의 실제 반지름은 종류와 진화 단계에 따라 다양하다. 중성자별의 경우 고작 20~40킬로미터에 불과하며 오리온자리에 있는 베텔게우스와 같은 초거성의 경우 태양 반지름의 650배(9억 킬로미터)에 이른다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 희박하다.[310][132][133]

7. 4. 운동

태양에 대한 항성의 움직임을 통해 항성의 나이 및 탄생 장소, 가까운 은하의 구조 및 진화에 대한 지식을 얻을 수 있다.[135][311] 항성의 운동 성분은 태양으로부터 또는 태양에서 멀어지는 시선 속도와 고유 운동이라고 하는 횡방향 각도 운동으로 구성된다.[136]

시선 속도는 항성의 스펙트럼선을 이용한 도플러 효과로 구할 수 있으며 단위는 km/s(초당 킬로미터)로 나타낸다.[137][311] 고유 운동은 정밀 측성 장치로 값을 구하며 단위는 연간 밀리초각으로 나타낸다. 별의 시차가 주어지면 고유 운동을 속도로 변환할 수 있다. 고유 운동 값이 큰 별은 상대적으로 태양과 가까우며, 이들은 시차 측정이 쉬운 대상들이다.[137][311]

고유 운동 및 시선 속도 값을 모두 알고 있다면 한 항성이 태양 또는 은하에 대하여 움직이는 우주 속도를 계산할 수 있다. 근처의 별 중 종족 I 항성은 대체로 늙은 종족 II 항성에 비해 운동 속도가 느린 것으로 관측되었다. 종족 II 항성은 은하면에 대하여 기울어진 타원 궤도를 그리면서 공전하는 것으로 밝혀졌다.[138][312] 인접한 항성의 움직임을 비교하여 성협의 존재를 알게 되었다. 성협의 구성원은 큰 규모의 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어났으며 같은 고유 운동을 보인다.[139][313]


7. 5. 자기장

별의 자기장은 내부의 대류 순환 작용을 통하여 발생한다. 다이너모 과정과 유사한 플라즈마 전도 작용을 통해 항성은 별 전체에 걸쳐 자기장을 형성한다.[314] 자기장의 세기는 별의 질량 및 화학적 조성에 따라 다르며 표면에서의 자기 활동량은 항성의 자전 속도에 따라 달라진다. 이와 같은 표면 활동을 통해 흑점이 생겨나며 이는 강한 자기장이 발생하는 지역으로 주변보다 온도가 낮다. 코로나 루프는 활성화된 표면 영역에서 코로나 영역으로 활 모양처럼 솟구쳐 오르는 자기장이며, 항성 플레어는 고에너지 입자들의 폭발로, 앞과 동일한 자기 활동 때문에 생겨나는 현상이다.[314]

마차부자리 SU(황소자리 T 항성)의 표면 자기장. 지만-도플러 화상법으로 재구성함.


젊고 빠르게 자전하는 별은 자기장이 강하기 때문에 표면 활동도 더 활발한 성향이 있다. 자기장은 별의 항성풍에 영향을 끼치기도 하나, 별의 자전에 제동을 걸어 자전 주기를 서서히 느려지게 만들기도 한다. 따라서 태양처럼 비교적 긴 세월을 살아 온 항성의 경우 자전 속도는 매우 느리며 표면 활동량 역시 작다. 자전 속도가 느린 별의 표면 활동량은 주기적으로 변동을 보이는 성향이 있으며 일정 기간 항성 전체가 활동을 멈추기도 한다.[315] 예를 들면 태양은 70년 주기로 거의 흑점 활동을 멈추는 기간이 있는데 이를 몬더 극소기로 부른다.[142]

7. 6. 질량

질량이 큰 별 중 하나로 용골자리 에타[316]가 있으며, 태양의 100~150배에 달하는 질량을 가졌지만 수명은 수백만 년 정도로 매우 짧다. 최근 아치스 성단 연구에 따르면, 현 우주에서 항성 질량의 상한선은 태양의 150배로 추정된다.[317] 이는 항성이 대기를 우주 공간으로 날려 보내지 않는 한도 내에서 가장 밝게 빛나는 한계점인 에딩턴 한계와 관련이 있는 것으로 보인다.[317] 빅뱅 이후 최초로 생겨난 별은 리튬보다 무거운 중원소가 거의 없어 태양 질량의 약 300배에 이르는 별이 탄생했을 것으로 추측되지만,[318] 이들은 매우 빨리 죽었으며 현재는 이론상의 존재(종족 III 항성)일 뿐이다.[318] 2010년 7월 22일에는 R136a1이 태양보다 265배 무겁다는 관측 결과가 보고되었다.[319]

반사 성운 NGC 1999는 오리온자리 V380에 의해 밝게 빛납니다.


황새치자리 AB의 반성 황새치자리 AB C는 목성의 93배 질량으로, 현재까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 하는 항성 중 가장 작다.[320] 태양과 비슷한 금속 함량을 가진 별은 이론적으로 중심부에서 핵융합을 일으키기 위해 최소 목성 질량의 75배가 되어야 한다.[321][322] 금속 함량이 매우 낮은 천체가 항성이 되기 위해서는 최소 태양 질량의 8.3% 또는 목성 질량의 87배가 되어야 한다.[322][323] 갈색 왜성은 질량이 가스 행성과 항성의 중간 정도로, 핵융합을 일으키지 못한다.

항성의 반지름과 질량으로부터 표면 중력이 결정된다.[258] 거성은 주계열성에 비해 표면 중력이 매우 낮고, 백색 왜성이나 중성자별은 매우 큰 중력을 지닌다.[258] 표면 중력은 항성 스펙트럼에 영향을 주어, 중력값이 큰 항성에서는 흡수선의 폭이 넓어진다.[35]

항성은 수소와 헬륨을 주성분으로 하는 가스 덩어리이며, 중심부에서 핵융합으로 에너지를 만든다. 중심에서 표면으로 갈수록 밀도와 온도가 점차 감소하며, 이로 인한 압력 차이가 자신의 중력과 균형을 이룬다. 중심부에서 발생한 열은 복사와 대류에 의해 표면으로 운반되어 빛에너지로 방출된다.[228]

항성은 행성보다 질량이 크고 표면 온도도 높다. 태양은 지구의 33만 배 질량, 109배 반지름, 5,780K(5,510℃)의 표면 온도를 가진다.[229] 목성과 비교해도 질량은 1,000배, 반지름은 10배 차이가 난다. 안정된 단계(주계열성)의 항성은 질량이 클수록 반지름이 크고 고온이 되는 경향이 있다. 예를 들어 태양 질량의 7배인 스펙트럼형 B5 주계열성은 반지름이 태양의 4배, 온도는 15,500K 정도이다.[230]

태양 질량의 8%[232]보다 작은 천체는 중심부가 경수소 핵융합 반응을 일으킬 만큼 고온이 되지 않아 갈색왜성으로 분류된다.[231] VY 큰개자리와 같은 적색 초거성은 태양의 1,000배가 넘는 반지름을 가지는 등, 주계열성 단계를 끝낸 항성은 매우 거대해진다.

은하계에 존재하는 항성의 대부분은 M형이나 K형 주계열성처럼 태양보다 질량이 작은 항성이다.[232] 항성은 질량의 10분의 1 정도의 수소 원자가 헬륨 원자로 바뀔 때까지 주계열성으로 존재한다.[233]

7. 7. 자전

항성의 자전 주기는 분광학적인 측정법을 쓰거나 항성표면 흑점이 이동하는 속도를 측정함으로써 값을 구할 수 있다.[324][154] 젊은 별의 적도 자전 속도는 초속 100킬로미터를 넘는 경우가 많다. 분광형 B의 청색 주계열성 아케르나르의 경우 적도 자전 속도는 초당 225킬로미터 이상으로, 이로 인해 적도가 바깥쪽으로 팽출되어 적도 지름이 극 지름보다 50% 이상 커졌다. 이는 항성이 분해될 속도인 초속 300km에 근접한 수치이다.[324][154] 반대로 태양의 자전 주기는 위도에 따라 25일~35일 정도로, 적도에서의 공전 속도는 초당 1.994킬로미터에 불과하다.[324][155][156] 항성이 생성하는 자기장 및 항성풍은 주계열 기간에 머무르는 동안 별의 자전 속도를 크게 낮춘다.[325][157]

밀집성은 작은 질량까지 수축하기 때문에 매우 빨리 자전한다. 그러나 이들은 각운동량 보존 법칙(회전하는 천체가 수축하여 덩치가 줄어드는 만큼 회전 속도가 늘어나는 현상)에 따라 예상보다 상대적으로 느린 속도를 보인다. 항성 각운동량 중 많은 부분은 항성풍으로 질량을 잃는 과정에서 소실되기 때문이다.[326][158] 그럼에도 불구하고 펄사의 자전 속도는 매우 빠르다. 예를 들면 게성운 중심부에 남은 게성운 펄사는 초당 30번 회전한다.[327][159] 펄사의 자전 속도는 복사 에너지 방출 때문에, 시간이 지날수록 천천히 느려진다.[160]

7. 8. 온도

주계열 단계에 있는 항성의 온도는 중심핵에서 핵융합 작용을 하는 강도 및 반지름에 따라 결정되며 보통 색지수로 표시한다.[328] 온도는 보통 유효 온도로 표시하며 이는 표면 전체에서 균일한 밝기의 복사 에너지를 방출하는 이론적 흑체의 온도이다. 유효 온도는 단지 대푯값일 뿐 실제 항성의 경우 중심핵에서 표면까지의 거리가 멀수록 실제 온도는 감소한다.[329] 항성의 중심핵 부분의 온도는 수백만 켈빈에 이른다.[353][201]

항성의 온도에 따라 특정 원소가 이온화되거나 복사 에너지화되어 스펙트럼 상에 독특한 흡수선을 형성하게 된다. 항성의 표면 온도 및 절대 등급, 스펙트럼 흡수선에 따라 항성을 분류한다.[258][35]

질량이 큰 주계열성은 표면 온도가 5만 켈빈에 이른다. 반면 태양과 같이 보통 크기의 항성은 표면 온도가 수천 켈빈 정도이다. 적색 거성은 3,600켈빈 이하로 상대적으로 차갑지만 전체 표면적이 매우 크기 때문에 총체적 광도는 주계열성에 비해 상승한다.[330][163]

8. 복사 작용

핵융합의 부산물로 별이 발산하는 복사 에너지는 전자기파 및 입자 방사선의 형태로 우주 공간에 분출된다. 입자 방사선은 항성풍의 형태로 발산되며[331] 이 항성풍은 항성 외곽 대기에서 나온 전기적으로 대전된 입자(다시 말해 자유 양성자, 알파 입자, 베타 입자) 및 항성 중심핵에서 나온 중성미자가 지속적으로 흐르는 것이다.

중심핵에서 생산되는 복사 에너지는 항성이 아주 밝게 빛나는 이유이다. 매 순간 한 원소 내 두 개 이상의 원자핵은 서로 융합되어 더 무거운 새로운 원자핵을 형성한다. 여기서 생성되는 에너지는 항성의 바깥쪽 층에 도달함과 함께 전자기 에너지, 가시광선과 같은 다른 형태의 에너지로 바뀐다.

항성의 색은 광구를 포함한 항성 외곽 층의 온도 및 가시광선 영역 내 최고 주파수가 좌우한다.[332] 가시광선 외에도 항성은 인간의 눈에 보이지 않는 전자기 복사 에너지를 발산한다. 실제로 항성은 전자기 스펙트럼의 모든 영역에서 복사 에너지를 방출하는데 길게는 전파 및 적외선 영역으로부터 짧게는 자외선, 엑스선, 감마선까지 뿜어낸다. 이 성질은 적색 왜성처럼 차가운 별부터 청색 초거성처럼 아주 뜨겁고 밝은 별까지 일치하는 속성이다.

항성 스펙트럼을 이용하여 천문학자들은 한 항성의 표면 온도 및 표면 중력, 중원소 함유량, 자전 주기를 알 수 있다. 시차법 등을 이용하여 항성까지의 거리를 알고 있다면 밝기를 구할 수 있다. 그 후 항성 모형에 기초해서 질량을 비롯한 반지름, 표면 중력, 자전 속도를 구할 수 있다(쌍성의 경우 질량을 곧장 알아낼 수 있다). 또한 중력 렌즈 기법으로 항성의 질량을 알 수 있게 되었다.[333]) 앞서 구한 자료로부터 항성의 나이를 알아낼 수 있다.[334]

별 에타 카리나는 태양보다 약 100배 무겁고, 700배 이상 크며, 400만 배 이상 밝은 불안정한 청색 초거성이다. 19세기에 발생한 대폭발(Great Eruption)이라 불리는 사건에서 에타 카리나 별은 밝아졌고, 주변에 호문쿨루스 성운(사진)을 형성할 만큼 많은 질량을 격렬하게 방출했다.

8. 1. 광도

천문학에서 밝기는 기준 시간 동안 항성 한 개가 발산하는 빛의 강도 및 다른 형태의 복사 에너지를 말한다.[335] 항성의 밝기는 반지름과 표면 온도로 구할 수 있다. 그러나 많은 별은 모든 표면에 걸쳐 균일한 플럭스(기준 면적에 가해지는 복사 에너지의 양)로 발산하지는 않는다. 예를 들어 빠르게 자전하는 베가(항성)의 경우 양극이 적도 부분보다 더 많은 플럭스로 발산한다.[335][170]

항성 표면의 평균 밝기보다 온도가 낮고 어두운 부분을 흑점이라고 부른다. 태양처럼 상대적으로 크기가 작은 항성의 표면은 거의 특징이 없이 밋밋한 원반 위에 작은 흑점 여럿을 지닌다. 태양보다 더 큰 거성의 흑점은 더 크고 뚜렷하며[315][171] 주연 감광 현상을 보여 준다. 주연 감광이란 항성 원반의 바깥쪽으로 갈수록 밝기가 어두워지는 현상을 말한다.[336][172] 고래자리 UV 등 플레어 별과 같은 적색 왜성의 경우 표면에 뚜렷한 흑점이 여럿 나타난다.[337][173]

별의 광도는 단위 시간당 방출되는 빛과 다른 형태의 복사 에너지의 양이다. 단위는 일률이다.

8. 2. 밝기 등급

한 항성의 밝기는 겉보기 등급을 측정해서 값을 구한다. 겉보기 등급은 항성의 밝기, 지구에서의 거리, 지구 대기의 영향 등에 따라 결정된다.[338] 절대 등급은 모든 별을 지구에서 32.6광년(10파섹) 떨어진 곳에 세워 놓았다고 가정했을 때의 밝기로 별 자체의 광도와 관련이 깊다.[338]

절대 등급과 겉보기 등급은 모두 로그 단위를 이용하여 표시한다. 별의 밝기에서 1등급의 차이는 약 2.5배이다.[339] 2.5의 5제곱은 약 100이 된다. 여기서 1등급 별은 2등급 별보다 2.5배 밝고, 6등급 별보다 100배 밝다는 것을 알 수 있다. 날씨가 가장 좋을 때 사람의 눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 6등급 정도 밝기이며, 천구 전체에 걸쳐 6등급 이상의 눈에 보이는 별의 수는 약 6000개 남짓 수준이다.[292]

절대 등급과 겉보기 등급 모두 수치가 작아질수록 밝은 별이며 수치가 클수록 어두운 별이다. 가장 밝은 별의 경우 절대 등급과 겉보기 등급의 값이 작다. 밝은 별과 어두운 별 사이 밝기 등급 차이를 구하려면 어두운 별의 밝기 등급에서 밝은 별의 밝기 등급을 뺀 뒤 그 값을 기준값 2.512의 지수로 사용하면 된다. 공식으로 간단히 나타내면 다음과 같다.

: \Delta{m} = m_f - m_b

:2.512^{\Delta{m}} = '''밝기 편차'''

자체 밝기 및 지구에서의 거리에 따라 한 항성의 절대 등급 및 겉보기 등급은 달라진다.[339] 예를 들면 시리우스의 겉보기 등급은 −1.44이지만 절대 등급은 +1.41이 된다.

태양의 겉보기 등급은 −26.7이지만 절대 등급은 +4.83에 불과하다. 따라서 밤하늘에서 가장 밝은 별 시리우스는 태양보다 23배 밝은 셈이 된다. 밤하늘에서 시리우스 다음으로 밝은 카노푸스는 절대 등급이 −5.53으로 태양보다 14000배 밝다. 실질적으로는 카노푸스가 시리우스보다 훨씬 밝음에도 불구하고 우리 눈에는 시리우스가 더 밝게 보인다. 이는 시리우스는 지구에서 고작 8.6광년 떨어져 있는 반면 카노푸스는 310광년 떨어져 있기 때문이다.

2015년 기준으로 관측된 항성 중 가장 밝은 존재는 R 136a1으로 절대 등급은 무려 −12.23에 이른다. 여기서 계산한 이 별의 밝기는 태양의 616만 배 정도이다.[340] 현재까지 알려진 별 중 가장 어두운 것은 NGC 6397 성단 내에 있으며, 여기서 발견된 적색 왜성들의 겉보기 등급은 26등급 이었다.

겉보기 등급별 별의 개수[216]
겉보기 등급별의 개수
-12
07
112
267
3190
4710
52,000
65,600
716,000


9. 항성 분류

항성은 스펙트럼에 따라 O형부터 매우 뜨거운 항성부터 대기 중에 분자가 형성될 수 있을 만큼 차가운 M형까지 분류된다.[183] 표면 온도 감소 순서대로 주요 분류는 O, B, A, F, G, K, M이다.[184] 각 문자에는 온도 감소 순서대로 0부터 9까지 10개의 하위 구분이 있다.[185] 그러나 O0형과 O1형은 존재하지 않을 수 있으므로 극도로 높은 온도에서는 이 시스템이 붕괴된다.[185]

분광형에 따라 구분한 항성 표면 온도
분광형표면 온도예
O20,000 K 이상나오스
B10,500 ~ 20,000 K리겔
A7,500 ~ 10,500 K베가
F6,000 ~ 7,500 K프로키온 A
G5,500 ~ 6,000 K태양
K4,000 ~ 5,500 K케이드 A
M2,600 ~ 4,000 K바너드 별
L1,600 ~ 2,600 Kcha 110913-773444
T750 ~ 1,600 K2MASS J09393548-2448279
Y450 ~ 750 KULAS J133553.45+113005.2



항성은 스펙트럼 선에서 발견되는 광도 효과에 따라 분류될 수 있는데, 이는 항성의 공간적 크기에 해당하며 표면 중력에 의해 결정된다.[185] 이는 초거성(0)부터 거성(III)까지, 그리고 주계열성(V)까지 다양하며, 일부 저자는 백색 왜성(VII)을 추가한다.[185] 주계열성은 절대 등급과 스펙트럼 유형에 따라 그래프로 표시할 때 좁고 대각선 방향의 띠를 따라 위치한다.[185] 태양은 중간 온도와 일반적인 크기를 가진 G2V형 주계열성 황색 왜성이다.[186]

스펙트럼의 특이한 특징을 나타내는 소문자를 스펙트럼 유형 끝에 추가하는 형태의 추가 명명법이 있다. 예를 들어, "e"는 방출선의 존재를 나타낼 수 있고, "m"은 비정상적으로 강한 금속 수준을 나타내며, "var"는 스펙트럼 유형의 변화를 의미할 수 있다.[185]

백색 왜성은 'D'로 시작하는 자체 분류가 있다. 이는 스펙트럼에서 발견되는 두드러진 선의 유형에 따라 DA, DB, DC, DO, DZ, DQ 등의 종류로 더 세분된다. 그 다음에는 온도를 나타내는 숫자 값이 온다.[187] 예를 들어 시리우스 B의 분광형은 DA2이다.

20세기 초, 미국의 헨리 노리스 러셀과 덴마크의 아이너 헤르츠스프룽은 독립적으로 항성의 스펙트럼, 색과 밝기의 관계에 편향이 있음을 보였다. 이 상관관계는 헤르츠스프룽-러셀 도표(HR 도표)로 정리되었고, 항성의 진화를 보여주는 것으로 인식되게 되었다.

10. 변광성

변광성은 외부적 또는 내부적 요인 때문에 밝기가 규칙적으로 또는 불규칙적으로 변화하는 항성이다.[345][188]

내부적 요인에 따라 변광성은 크게 세 무리로 나눌 수 있다.[345]


  • 항성 진화에서 겪는 변광 과정으로, 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 변광성의 성질을 보이는 영역을 통과하는 항성인 맥동 변광성이 있다. 맥동 변광성은 밝기와 반지름에 큰 변화를 보이며, 수축과 팽창을 반복한다. 케페우스형 변광성과 미라형 변광성(장주기 변광성)이 이 부류에 속한다.[345]
  • 분출 변광성은 항성 플레어 방출 또는 질량의 대량 방출 등의 이유로 급격하게 밝기가 변화한다.[345][188] 원시별, 울프-레이에 별, 플레어 별, 거성, 초거성 들이 여기에 속한다.
  • 격변 변광성 또는 폭발 변광성은 신성과 초신성을 포함한다.[81] 백색 왜성을 거느린 쌍성계의 경우 백색 왜성은 신성 및 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.[245] 백색 왜성 주변에 강착 물질이 일정량 쌓여 수소 핵융합이 가능한 질량까지 축적되면 폭발이 일어난다.[346][189]


외부적 요인에 따른 변광성도 존재한다. 식쌍성, 흑점이 매우 많은 별(자전하면서 밝기가 변화한다.) 등이 그 예이다.[345][188] 식쌍성 중 대표적인 예로 알골이 있다.

미라, 거성 가지의 진동 변광성으로, 수명이 다한 적색 거성이며 비대칭적인 모습으로 유명하다.

11. 구조

안정된 별의 내부는 유체 정역학적 평형 상태에 있는데, 이는 항성 내부의 압력 기울기에 따라 중력과 복사압이 서로 평형을 이룬 상태를 의미한다.[347][348] 압력 기울기는 중심부에 비해 바깥쪽으로 갈수록 온도가 낮아지는 플라스마의 온도 기울기에 따라 생성되며, 주계열성이나 거성 중심부의 온도는 최소 1천만 켈빈이다.[347][348] 이러한 온도 및 압력 조건은 항성이 핵융합 작용을 유지하고 자체 중력으로 인한 붕괴를 막는 환경을 제공한다.[347][348]

태양형 별의 내부 단면도.


항성 중심부에서 원자핵은 융합하면서 감마선 형태의 에너지를 방출하고, 이 광자는 주변 플라스마와 반응하여 중심핵에 열에너지를 공급한다.[349] 주계열성은 수소를 헬륨으로 변환하며, 중심핵에 헬륨이 지속적으로 누적된다.[349] 헬륨이 임계점을 넘으면 중심핵에서의 핵융합 반응은 멈추고, 태양 질량의 0.4배 이상 되는 별은 축퇴된 헬륨층 바깥의 외곽층으로 핵융합 장소를 옮겨 서서히 부풀어 오른다.[349]

안정된 항성 내부는 열적 평형 상태를 유지하며, 항성 내부 전체에 걸쳐 방사상으로 온도 기울기가 형성되어 내부에서 바깥쪽으로 열 흐름이 발생한다.[348] 항성 내부 각 층에서 외부로, 그리고 아래에서 각 층으로 밀려 올라오는 에너지 흐름의 양은 정확히 일치한다.

복사층은 복사열 전달로 에너지 흐름이 효율적으로 유지되는 지대이며, 플라스마는 안정된 상태를 유지한다.[348] 그러나 이 상태가 깨지면 플라스마는 불안정해지고 대류층을 형성하며, 이는 불투명도가 높은 외곽층이나 중심핵 부분과 같이 높은 에너지 흐름이 발생하는 곳에서 일어날 수 있다.[348]

left, 황색 왜성, 청백색 주계열성이 있다.]]

주계열성에서 대류층의 위치는 질량에 따라 결정된다.[350] 태양보다 무거운 항성은 항성 내부 깊은 곳에 대류층이, 바깥쪽에 복사층이 있는 반면, 태양과 같이 질량이 작은 별은 반대로 복사층이 깊은 곳에, 대류층이 바깥쪽에 있다.[350] 태양 질량의 0.4배 이하인 적색 왜성은 항성 내부 전체가 대류층으로, 중심핵에 헬륨이 쌓이지 않는다.[243] 대부분의 별 내부 대류층은 별의 나이나 내부 구성 상태 변화에 따라 형태가 바뀐다.[348]

지구 관찰자에게 보이는 항성의 표면은 광구이며, 이곳은 항성의 플라스마가 빛 형태 광자로 투명하게 바뀌는 층이다.[351] 광구 표면에는 주변보다 온도가 낮아 검게 보이는 흑점이 나타난다.

광구보다 높은 고도에는 항성 대기가 펼쳐진다.[351] 태양과 같은 주계열성의 항성 대기 중 최하단부는 채층으로, 스피큘과 항성 플레어가 발생한다.[351] 채층 위는 코로나로, 극도로 뜨겁게 가열된 플라스마가 수백만 킬로미터까지 퍼져 있다.[351] 코로나는 항성 내부 대류층 때문에 존재하는 것으로 추측되며,[350] 온도는 매우 높지만 빛의 발산량은 미미하여 일식 때에만 관측 가능하다.

코로나로부터 플라스마 입자 형태의 항성풍이 바깥쪽으로 퍼져 나가 성간 매질과 반응하며, 태양의 경우 항성풍은 거품 모양의 태양권 전체로 퍼져 나간다.[352]

12. 핵융합 반응 경로

항성 내부에서는 질량과 화학적 조성에 따라 항성 핵합성의 일종인 핵융합 과정이 발생한다. 합성된 원자핵의 순수 질량은 산술적인 합산량보다 작다. 아인슈타인의 상대성이론에서 등장한 E=mc^2 공식에 따라 손실된 질량은 에너지로 바뀐다.[242]

수소 핵융합 과정은 온도에 민감하기 때문에 중심핵의 온도가 조금만 올라가도 핵융합의 강도는 막대하게 증가한다. 주계열성의 중심핵 온도는 가장 뜨거운 별과 가장 차가운 별을 비교하면 10배 정도밖에 차이가 나지 않는다.[353]

태양 중심핵 온도는 1천만 켈빈이며 양성자-양성자 연쇄 반응을 통하여 수소를 헬륨으로 치환하고 있으며, 총체적인 반응 과정은 다음과 같다.[354]

:41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

여기서 e+는 양전자, γ는 감마선 광자, νe는 중성미자, H와 He는 수소 및 헬륨의 동위 원소이다.

질량이 더 큰 별에서는 탄소가 촉매로 작용하는 CNO 순환 작용을 통해 헬륨이 생산된다.[354]

태양의 0.5~10배 질량을 지닌 별이 진화 과정을 거치면서 중심핵 온도가 1억 도에 이르게 되면 반응중간체 베릴륨을 이용하는 삼중 알파 과정을 거치면서 헬륨을 탄소로 바꾸게 된다.[354] 총체적인 반응 과정은 다음과 같다.

:34He → 12C + γ + 7.2 MeV

무거운 별 내부에서는 중심핵이 수축하면서 네온 연소 과정 및 산소 연소 과정을 통해 더 무거운 원소를 태울 수 있다. 항성 핵합성의 가장 마지막 단계는 안정된 철-56을 생산하는 규소 연소 과정이다. 이 단계까지 오면 융합 작용은 흡열 과정 없이는 더 이상 진행되지 않기 때문에 에너지는 중력 수축을 통해서만 생산될 수 있게 된다.[354]

연료
물질		온도
(억 켈빈)		밀도
(kg/cm³)		연소 기간
(년)
수소0.370.0045810만
헬륨1.880.97120만
탄소8.70170976
네온15.7031001.25
산소19.8055500.63
황/규소33.40334000.0315[357]


13. 대표적인 항성들

리겔은 오리온자리 방향의 청색초거성이다. 알데바란은 황소자리 알파별이다. 폴룩스는 쌍둥이자리 베타별이다. 데네브는 백조자리 알파별이다. 아크투루스는 목동자리 알파별이다. 베텔게우스는 밤하늘에서 여덟 번째로 밝고 오리온자리에서 두 번째로 밝은 별이다. 시리우스는 태양을 제외하고 밤하늘에서 가장 밝은 별이다. 베가는 거문고자리 알파별이다. 카노푸스는 용골자리 알파별이다. 카스토르는 쌍둥이자리에서 두 번째로 밝은 별이다. 민타카는 오리온자리 델타별이다.

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