항성 질량
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1. 개요
항성 질량은 항성이 갖는 질량의 범위를 설명하며, 항성의 진화와 종류를 결정하는 중요한 요소이다. 항성의 질량은 태양 질량의 8.3%에서 최대 300배 이상까지 존재할 수 있으며, 질량에 따라 항성의 종류가 분류된다. 질량이 작은 별은 백색 왜성이 되며, 중간 질량 별은 헬륨 핵융합을 거쳐 탄소-산소 핵을 형성하고, 대질량 항성은 초신성 폭발을 일으킨다. 항성은 핵융합 반응, 항성풍 등을 통해 질량을 잃으며, 태양의 경우 적색거성 단계에서 질량 손실이 가속화된다. 항성의 질량은 표면 중력과도 관련이 있으며, 표면 중력은 항성의 스펙트럼에 영향을 미친다.
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- 항성 - 항성 핵합성
항성 핵합성은 별 내부의 핵융합 반응을 통해 가벼운 원소에서 무거운 원소를 생성하는 과정으로, 별의 에너지원이며 우주 원소의 기원을 설명하고, 별의 진화 단계에 따라 다양한 핵반응을 거쳐 수소, 헬륨부터 철, 니켈까지 합성한다. - 항성 - 격변변광성
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적외선은 윌리엄 허셜에 의해 발견된 780 nm에서 1 mm 파장 범위의 전자기파로, 근적외선, 중적외선, 원적외선으로 나뉘며 군사, 의료, 산업, 과학, 통신 등 다양한 분야에서 활용된다.
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2. 항성의 질량 범위
항성은 매우 다양한 질량을 가진다. 용골자리 에타는 매우 무거운 별로, 질량은 태양의 100~150배 정도이다. 반면, 황새치자리 AB C는 목성 질량의 93배로, 핵에서 수소를 태우는 별 중 가장 가볍다.
현재 우주에서 관측되는 항성의 질량 상한선은 대략 태양 질량의 150배 정도이지만, 초기 우주에서는 태양 질량의 300배가 넘는 거대한 별들이 존재했을 것으로 추정된다.
2. 1. 질량 하한선
항성의 중원소함량이 태양과 비슷할 경우, 중심핵에서 수소를 태우는 주계열 별이 가질 수 있는 질량 최솟값은 대략 목성의 75배 정도이다. 항성에 있는 중원소의 양이 극도로 적을 경우, 최소 질량은 좀 더 올라가서 태양 질량의 약 8.3% 또는 목성 질량의 약 87배 정도가 된다. 황새치자리 AB A의 짝별 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과한데, 이는 중심핵에서 수소를 태우는 주계열 별 중 가장 가벼운 값이다. 이보다 작은 천체를 갈색 왜성이라고 하며, 가스 행성과 항성 사이의 회색지대를 차지한다.2. 2. 질량 상한선
용골자리 에타는 지금까지 발견된 매우 무거운 별 중 하나로, 질량은 대략 태양의 100~150배로 추정된다. 이 별의 수명은 매우 짧아 수백만 년에 불과하다. 아치스 성단에 대한 연구에 따르면, 현재 우주에서 항성이 가질 수 있는 질량 상한선은 태양의 150배 정도라고 한다.이 한계가 왜 이 값인지 정확히 밝혀지지는 않았지만, 별이 가스를 우주로 날려보내지 않으면서 가장 밝게 빛날 수 있는 한계를 나타내는 에딩턴 광도가 이 한계 질량에 대한 일부 설명을 제공한다. 그러나 최근 RMC 136a 성단에 있는 R136a1의 질량이 태양의 215배로 측정되면서 에딩턴 한계에 대한 의문이 제기되었다.[3]
이에 대한 한 연구에서는 RMC 136a 내에서 태양 질량의 150배가 넘는 천체는 한계 질량에 가까운 쌍성 두 개가 합쳐져 생긴 것이라고 주장하며, 기존의 질량 이론이 여전히 유효함을 뒷받침했다.[4]
빅뱅 이후 처음 탄생한 태초의 항성들은 리튬보다 무거운 원소가 없었기 때문에 질량이 훨씬 커서 최대 태양의 300배 이상이었을 것으로 추정된다. 그러나 이 별들은 질량이 큰 만큼 수명이 매우 짧았고, 현재는 이론상으로만 존재하는 천체(항성종족 III)이다.
3. 항성의 질량에 따른 분류
항성은 태어났을 때의 질량에 따라 그 운명이 결정되므로, 질량 정도에 기준하여 항성의 종류를 나눈다. 항성은 핵융합 수명이 다해가면서 진화하는 방식에 따라 질량으로 분류되기도 한다.
항성의 반지름과 질량으로부터 표면 중력이 결정된다. 거대한 별 표면의 중력은 주계열 단계 항성에 비해 매우 작으며, 반대로 백색 왜성 등 밀집성은 주계열성보다 막대하게 표면 중력이 크다. 표면 중력은 항성의 스펙트럼에 영향을 끼치며, 중력이 높을수록 흡수선의 폭은 넓어진다.
항성의 질량에 따른 구체적인 분류는 다음과 같다.
- 극저질량 항성
- 저질량 항성
- 중간질량 항성
- 대질량 항성
3. 1. 극저질량 항성
태양 질량의 0.5배 이하인 항성들은 '극저질량 항성'으로 불리며, 점근거성가지 단계를 거치지 않고 바로 백색 왜성이 된다. 이론적으로 이러한 별들의 수명은 매우 길어서 현재 우주의 나이보다 더 길기 때문에, 아직 이 단계까지 진화하여 관측된 별은 없다.3. 2. 저질량 항성
태양 질량의 1.8~2.2배 이하(구성 물질에 따라 명확한 경계는 없음)인 항성은 점근거성가지 단계에 들어가며, 이 과정에서 축퇴된 헬륨 핵을 형성한다.3. 3. 중간질량 항성
중간질량 항성은 태양 질량의 7~10배 이하 항성으로, 헬륨 핵융합을 거쳐 축퇴되는 탄소-산소 핵을 만든다.3. 4. 대질량 항성
대질량 항성은 최소 태양 질량의 5~10배 이상인 항성이다. 이러한 별들은 탄소 핵융합을 거치며, 핵 붕괴 초신성 폭발로 생을 마감한다. 별 붕괴의 결과로 생성된 블랙홀은 항성 질량 블랙홀이라고 불린다.4. 항성의 질량 변화
항성은 핵융합 반응, 항성풍, 그리고 진화 과정에서 질량을 잃는다. 태양은 현재 매년 태양 질량의 약 2~3×10-14배에 해당하는 질량을 잃고 있으며, 적색거성 단계에서는 질량 손실률이 크게 증가한다. 태양은 백색 왜성이 되기 전까지 초기 질량의 약 46%를 잃을 것으로 예상된다.
5. 항성의 질량과 표면 중력
항성의 반지름과 질량은 표면중력을 결정한다. 거성의 표면 중력은 주계열성보다 매우 작으며, 반대로 백색 왜성과 같은 밀집성은 주계열성보다 표면중력이 매우 크다. 표면중력은 항성의 스펙트럼에 영향을 주며, 중력이 높을수록 흡수선의 폭이 넓어진다.
참조
[1]
논문
Stellar mass limited
[2]
논문
An upper limit to the masses of stars
[3]
논문
The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. II. Physical properties of the most massive stars in R136
2020-10-17
[4]
뉴스
Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash
https://news.yahoo.c[...]
LiveScience.com
2012-08-07
[5]
뉴스
Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash
http://news.yahoo.co[...]
LiveScience.com
2012-08-07
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