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붙박이 별 문서 참고하십시오.1. 개요
| 우주에서 가장 큰 별 – 크기 비교[1] |
항성( 恒 星, star[2])은 ' 별'의 천문학적인 표현으로, 자체의 중력에 의해 묶여 있으며 플라스마로 이루어져 스스로 빛을 내는 회전타원체 꼴의 천체를 말한다.
어떤 천체를 항성으로 정의하기 위해서는 경수소 핵융합을 스스로 진행할 수 있어야 한다. 경수소 핵융합을 일으킬 질량 한계를 넘지 못한 갈색왜성이나 준갈색왜성이 항성이 아닌 이유도 경수소 핵융합을 못하기 때문이다.
밀집성은 경수소 핵융합이 가능할 수 있지만, 항성으로 분류되지 않는다. 이들은 질량은 충분히 크지만, 짧은 기간 핵융합이 가능할 뿐 오랫동안 안정적인 경수소 핵융합을 하지 않기 때문이다.[3]
대표적으로 태양이 있으나, 인류가 태양도 수많은 항성 중에 하나임을 알게 된 것은 불과 몇 백 년이 되지 않았다. 그 외에 우리가 밤하늘에서 육안으로 볼 수 있는 별은 태양계의 행성 일부를 제외하고는 사실상 전부 항성이다.[4] 천구 상에서 위치가 조금씩 변하는 행성과 달리 태양을 제외한 항성들은 천구 상에서 위치가 고정되어 있는 것처럼 보이기 때문에 '항성'(恒星) 또는 '붙박이별'이라는 이름을 가지게 되었으며, 밝기가 밝은 항성은 별자리를 구성하기도 한다.
항성이 빛을 내는 것은 수소와 헬륨 등의 가벼운 원소들이 핵융합 반응을 일으켜 에너지를 생성하기 때문이다. 원리상으로 따지면 지속적으로 폭발하는 초대형 수소폭탄과 마찬가지인 셈이다. 핵융합 반응을 통해 생성되는 에너지는 고에너지 감마선이지만 항성의 대기를 거치며 에너지가 더 작은 형태로 약화되고, 지구의 자기장이 막아주기 때문에 영향을 미치지 못하는 것이다.
2. 항성의 구조
우리의 태양은 중심에서부터 핵 - 복사층 - 대류층 - 광구 순이지만, 별의 질량에 따라 이 구조는 달라질 수 있으며 특정 층이 아예 없는 별도 있다.내부 구조는 항성을 구성하는 물질의 상태 방정식을 경계조건을 주어 적분하는 방법으로 얻을 수 있으며,[5] 정확한 상태를 산술적으로 구하기는 어렵기에 보통 컴퓨터를 통한 수치적분을 활용해 내부 구조를 구한다.
이하의 내용은 대부분 주계열성에 적용된다. 적색거성이나 적색초거성으로 진화하면 다른 구조를 갖게 된다.
2.1. 중심핵
핵융합은 중심핵의 주변에서 일어나고, 이로 인해 발생한 무거운 원소는 중심핵 쪽으로 가라앉는다. 핵융합 반응으로 생성된 부피 대비 에너지밀도는 약 276.5W/m^3으로, 지구상의 평범한 비료 부패열에 맞먹는 작은 값이다. 출처 이는 양성자-양성자 연쇄 반응의 자체적인 비효율성 등에 의한 것이며, 태양의 거대한 중심핵 부피와 작은 열전달률로 초고온이 유지되는 것이다.2.2. 복사층
항성 내부의 핵융합 에너지가 복사의 형태로 이동하는 층. 복사층을 통과하는 에너지는 다른 입자와 부딪혀 산란되거나, 매우 짧은 거리만 이동하고 입자에 흡수되었다가 다시 방출되기를 반복한다. 이러한 과정에서 에너지는 점차 파장이 긴 쪽으로 쏠리게 된다. 이 과정을 통해 복사층 하부에서 표면까지 복사가 전달되는 데에는 매우 긴 시간이 걸리는데, 가령 태양의 경우 평균적으로 17만 년이 걸리는 것으로 알려져 있다.항성 중 가장 작은 천체인 적색왜성중 태양 질량의 0.35배 미만인 별들은 복사층이 존재하지 않기에 핵과 대류층의 경계가 명확하지 않다. 즉 별 전체가 대류하므로 질량이 큰 다른 항성들처럼 중심핵에 헬륨이 축적되지 않고 중심핵 외부의 수소를 끌어오는지라 자기 질량의 거의 100%를 연료로 쓸 수 있다. 여기에 핵융합 반응도 매우 느리게 진행된다는 점까지 더해져서 중원소 함량이 많으면서 질량이 작을 경우 최대 17조 5천억년을 주계열성 상태에서 버틸 수 있다.
2.3. 대류층
항성을 이루고 있는 기체가 플라스마 상태로 대류하는 층. 중심핵 부근에서 뜨거워진 플라스마는 광구 쪽으로 상승한다. 광구까지 상승한 플라스마는 우주 공간으로 광자를 내뿜고 차가워져 다시 중심핵 쪽으로 하강한다. 태양에서 관찰되는 쌀알 무늬의 근원이다.대류라는 현상의 특성상 상하의 온도 차이가 큰 동시에, 플라즈마 밀도가 꽤 높아[6] 복사로는 에너지가 전달되기 어려워야 형성된다. 뜨거운 별일수록 대류보다는 복사의 비율이 높아진다. 태양 질량의 1.5배 이상부터는 복사층 위의 대류층이 존재하지 않으며, 2배 이상의 별은 대류가 일어나긴 하는데 복사층 밖이 아닌 핵의 가장자리에서 일어난다. 때문에 태양 질량 2배 이상인 별들은 중심핵 뿐 아니라 주변의 수소까지 연료로 사용할 수 있다.
2.4. 광구
항성 대기 모형에서 광학적 깊이가 2/3이 되는 부분을 '광구'라고 하며, 복사에너지 밀도가 대기 꼭대기 복사에너지 밀도의 2배가 되는 부분이다.[7] 천체물리학에서는 광구를 항성의 표면으로 정의하며, 스펙트럼으로 읽는 유효온도는 광구의 온도와 같다. '표면'이라고는 하지만 지표면이나 해수면처럼 투명한 부분과 아닌 부분이 딱 잘라져서 나뉘는 것은 아니다. 태양의 광구는 두께가 약 500km 정도이다.2.5. 대기층
광구 바깥쪽으로 항성의 대기층이 펼쳐진다. 태양의 대기층은 채층과 코로나로 이루어지며 플레어와 홍염이 관찰된다.2.6. 주연감광
주연감광은 항성을 관측할 때 밝기가 중심에서 바깥쪽으로 갈수록 광학적 깊이가 얕아져서 점점 어두워지는 현상을 의미한다. 관측자가 바라볼 때 항성의 중심 부분은 시선이 도달하는 점이 더 뜨겁고 깊은 부분이며, 주변 부분은 시선이 더 차갑고 얕은 부분을 보게 되어 항성의 가장자리로 시선을 옮길수록 더 어두워진다. 항성을 그림으로 표현할 때 완전히 똑같은 색깔의 구체로 그리지 않고 가장자리 부분을 그라데이션 처리하는 것은 주연감광 효과를 나타낸 것이다.3. 별의 일생
항성은 크게 주계열성, 거성, 밀집성 등으로 나뉘며, 질량이 클수록 빠르게 죽는다. 항성의 연료량은 질량에 비례하지만 광도, 즉 단위시간당 연료를 소모해 에너지를 내는 양은 대략 질량의 2.5 ~ 3 제곱인 것으로 알려져 있다. 둘을 나누면 항성의 수명은 질량의 -1.5 ~ -2 제곱에 비례한다는 이야기.[8] 태양 질량의 100배가 넘는, 분광형이 O인 밝은 별들은 수명이 100만~1000만 년 안팎이고 B인 별들도 기대 수명이 1000~8억 년임에 비해 태양 질량의 0.2배 정도 되는 적색왜성의 경우 기대수명이 1조 년이고 0.07배의 최소의 작은 적색왜성은 수명은 중원소 함유량에 따라 최소 13조 년에서 최대 17.5조 년까지 살 수 있다. 현재 우주의 나이는 138억 년이고 별이 생성된 시점은 134억 년 전, 적색왜성이 생성되기 시작한 시점이 대략 132억 년 전이므로 현재까지 생성된 우주의 적색왜성 중 외부의 영향을 받지 않고 수명을 다한 별은 아직 존재하지 않는다. 참고로 태양 질량의 별은 중원소 함유량에 따라 최소 70억 년에서 최대 130억 년까지 생존 가능한데 우리 태양은 120억 년 정도 생존 가능하고 현재 태양의 나이는 46억 년이다. 또한 현 우주 나이(약 138억 년)에서는 태양 질량의 0.8배 미만인 별들은 수명을 다한 사례가 없다.수명 뿐만 아니라 별의 진화 갈래도 질량에 따라 천차만별로 달라진다. 질량이 클수록 합성할 수 있는 원소의 범위가 늘어나니 좀 더 복잡한 내부 구조를 지니게 되며, 에너지 생성률이 온도에 민감해지기 때문에 그만큼 불안정해지며, 초신성 폭발과 같은 급격한 현상을 일으킬 수 있게 된다. 단, 서로 다른 진화 분기를 가질 항성을 구분하는 조건이 되는 질량은 항성 모델에 따라 달라지는지라 아래에 나온 값은 대략적인 값으로 이해하면 좋다.
후주계열 단계와 밀집성으로 축퇴되는 단계에서 잃는 질량도 질량에 비례하여 달라진다. 거대한 별들은 초신성 폭발을 하면서 상당수(쌍불안정형 초신성의 경우 100%)의 질량을 날려버리며, 태양과 같은 별들도 적색거성 단계와 행성상 성운 단계에서 절반의 질량을 잃지만 작은 적색왜성들은 본래의 질량과 비슷한 백색왜성이 된다.
질량뿐만 아니라 항성의 진화에 큰 영향을 주는 게 수소와 헬륨을 제외한 나머지 원소들인 금속(중원소)들이다. 중원소 함량이 많으면 CNO 순환을 촉진해서 원시별이 주계열 영년에 돌입하는 기간을 단축시키는데, 주계열성 단계로 진입하면 항성의 중심핵에서 경수소 핵융합 반응이 일어나 막대한 복사압을 형성해 항성의 질량을 더 키울 주변 물질들을 날려버린다. 그래서 중원소 함량이 많으면 항성의 최대질량 한계가 줄어들고, 중원소 함량이 적으면 항성의 질량 한계는 늘어난다. 이 때문에 빅뱅 직후의 우주에서는 초대질량 항성이 생성될 수 있었지만, 138억년이 경과한 현 우주는 빅뱅 직후보다 금속 함량이 더 풍부하므로 극단적으로 질량이 무거운 별이 생성될 수 없다.
그리고 중원소는 항성의 중심핵을 감싸 단열재 역할을 해 더 작은 질량에서도 경수소 핵융합이 가능하게 해주며[9] 핵융합 반응의 속도를 늦춘다. 항성의 최후에도 영향을 미치는데 중원소 함량이 매우 높을 경우(태양 중원소 함량의 3배 이상)에는 질량이 아무리 무거워도 무조건 중성자별을 남기게 된다.
3.1. 탄생
항성의 탄생은 수소와 헬륨 등이 모여서 생성된 밀도가 높고 가스로 이루어진 거대분자구름이나 보크 구상체 내부에서 시작된다. 거대분자구름의 밀도는 1cm3당 분자 수십만~수백만 개가 빽빽이 들어차 있으며, 이는 일반적인 우주 물질 밀도의 수백만~ 수천만 배에 달한다. 지구 기준으론 별 거 아니라고 생각될 수 있지만,[10] 우주는 생각보다 더 텅 비어있어서, 우주 평균 밀도는 보통 1세제곱미터당 수소원자 1개 정도가 고작이다. 게다가 이 수치는 천체를 포함한 우주 전체 질량을 기준으로 계산한 값이기에, 천체가 없어 '빈'(것처럼 보이는) 공간은 이보다 훨씬 더 저밀도이다.거대분자구름의 지름은 50에서 300광년에 이르며 태양 질량의 10만~1000만 배에 달하는 물질이 뭉쳐 있다. 거대분자구름이 서로 충돌하거나 은하계의 팔 부분을 지나가면서 주변에 중력 작용으로 교란을 받거나 하면 구름 내부에서 중력붕괴가 일어나고 분자구름이 수축하게 된다. 수축 과정에서 구름은 작은 부분들로 나뉘어지고, 각 부분 안에서 분자들은 중력이 강한 쪽으로 낙하하면서 발생하는 위치 에너지를 열의 형태로 발산하게 된다. 구름이 점점 작아지면서 중력은 점점 강해지고, 구름 안의 분자들은 중력이 가장 강한 부분을 중심으로 회전하는 강착 원반[11]을 이룬다.
3.2. YSO(젊은 항성 물체)
젊은 항성 물체는 별 탄생 직후부터 주계열성 단계 전까지의 항성들이 포함되는 분류로 크게 원시별과 전주계열성으로 나뉘어진다.|
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| 아기 별의 모습 상상도. 강착 원반과 제트를 관찰할 수 있다. |
3.2.1. 원시별
원시별은 분자구름 내부에서 가스를 흡수하며 성장하고 있는 별들을 말하며 항성 진화단계에서 가장 초기 단계라고 할 수 있다.
원시별은 강착 원반으로 인해 제트가 방출되며 구름 내부의 밀도가 높은 부분에서 중력이 압력을 넘어서기 시작해 해당 부분이 붕괴하기 시작하며 형성된다. 원시별이 형성된 후 가스의 유입으로 강착원반이 형성되기 시작하며 각운동량 보존의 법칙에 따라 붕괴가 계속되면 계속될수록 원시별보다 강착원반에 유입되는 가스의 양이 증가한다.[12]
이때의 원시별은 주계열성이나 전주계열성과 달리 가스가 계속 유입되고 있는 상황이기 때문에 별의 표면은 광구가 아니라 원반에서 별의 중심으로 떨어지고 있는 가스로 구성되어 있으며 이때 별의 표면과 원반의 표면과의 마찰로 인해 약한 방사선이 뿜어져 나온다고 한다.
원시별의 경우 아직 핵융합이 발생할 정도로 중심 압력이 크지 않아 중심에서 에너지(빛)가 발생하지 않으며, 분자운으로 둘러싸여 있어 가시광선 파장에서 관측할 수 없는지라[13] 적외선 파장의 방사선으로만 원시별의 유무가 관측이 가능하다고 한다.
원시별 단계는 분자운이 흩어져 가스의 유입이 중단되는 때에 끝나며 이후 전주계열성으로 진화한다.
3.2.2. 전주계열성
전주계열성은 주계열성이 되기 전의 항성으로 이 시점부터 가시광선 파장으로 관측이 가능하다.중력 중심에는 분자들이 낙하하면서 위치에너지가 열의 형태로 축적되고 질량이 커지면 또 다시 중력이 강해지며, 중력이 강해진 만큼 분자들을 더욱 끌어들이는 양성 되먹임이 발생하여 점차 온도가 올라간다. 이후 중수소, 리튬 등을 핵융합하며 주변의 분자 구름을 밀어내고 강착 원반이 사라진다.
전주계열성은 서서히 수축하면서 중력 에너지와 핵융합 에너지를 발산하며, 중심핵은 점점 압축되어 온도가 올라간다. 이 온도가 수소 핵융합이 가능한 온도까지 올라가면 중심핵에서는 마침내 핵융합 에너지를 안정적으로 생산하게 된다. 핵융합으로 발생하는 에너지는 복사압을 형성하여 중심핵으로 낙하하려는 분자의 움직임을 막아 중력붕괴에 저항한다. 복사압과 중력이 평형을 이루면 아기 별은 더 이상 수축하지 않고 중심핵에서 생산되는 핵융합 에너지를 전자기파의 형태로 우주 공간에 방출하기 시작한다. 전주계열성이 진화해 주계열성 단계로 진입한 것이다. 주계열 단계로 막 진입했을 때를 '주계열 영년'[14]이라고 부른다.
중력 중심의 질량이 매우 크면 핵융합 반응이 폭발적으로 일어나 새로 탄생한 별은 평형을 이룰 새도 없이 박살나서 도로 흩어지거나 버틸 수 있는 한계까지만을 남겨두고 나머지 질량을 항성풍으로 도로 우주 공간으로 흩뿌려 버린다. 박살나지 않고 항성을 이룰 수 있는 한계가 '에딩턴 한계'이다. 에딩턴 한계를 넘는 황새치자리의 볼프-레이에별 R136a1과 같은 경우도 있는데, 이는 별이 형성될 때 주변의 성간 물질의 농도가 높아서 막대한 복사압을 이기고 성간 물질을 더 끌어모을 수 있었기 때문이다. 다만 탄생 후 태양 질량 50배의 물질을 항성풍으로 방출해 버렸다고.
에딩턴 한계는 항성이 함유한 금속(수소, 헬륨을 제외한 나머지 원소들로 중원소라고도 한다) 함량의 영향을 받는다. 항성의 금속 함유량이 적으면 에딩턴 한계는 올라가고, 금속 함유량이 많으면 에딩턴 한계는 내려간다. 그 이유는 중원소 함량이 많을수록 CNO 순환을 촉진해서 아기별이 주계열 영년에 돌입하는 시점을 앞당기는데, 주계열 영년에 돌입한 항성은 중심핵에서 경수소 핵융합 반응이 일어나 막대한 복사압을 방출하여 자신의 질량을 더 키울 주변 물질들을 날려버리기 때문이다. 이 때문에 빅뱅 후 얼마 지나지 않은 초기 우주에서는 초대질량 항성이 탄생할 수 있었지만, 빅뱅 후 138억년이 경과한 현 우주는 초창기 우주보다 금속이 더 풍부해졌기 때문에 이런 극단적으로 무거운 항성이 생성될 수 없다.
3.3. 갈색왜성
초기질량이 태양의 0.075배 이하( 목성 질량의 80배 이하)이면서 목성 질량의 13배를 넘는 천체에서는 연속적인 경수소 핵융합을 일으킬 만한 압력과 온도가 만들어지지 않아 거의 빛을 내지 못하는 갈색왜성이 된다. 경수소 핵융합이 일어나지 않기 때문에 항성에는 포함되지 않고 '준항성천체'로 분류한다. 참고로 태양 질량의 0.075배는 평균치이다. 갈색왜성과 주계열성의 경계는 중원소의 영향을 받는다. 중원소가 태양보다 많으면 0.07배까지 내려가며, 아예 없는 1세대 항성이라면 0.09배까지 올라간다.다만 아예 핵융합이 안일어나는 것은 아니고, 중수소와 헬륨-3, 리튬, 붕소 등을 이용해서 제한적으로만 일어난다. 그리고 핵융합이 가능한 원소함량은 매우 적기 때문에 지속 시간도 길어봐야 1천만년에 불과할 정도로 매우 짧다. 연료를 다 소모하면 그저 좀 뜨거운 가스 행성에 불과하며 영겁의 시간 동안 식어서 흑색 왜성이 된다.
단, 어떠한 방식으로든 질량을 더 늘려서 양성자-양성자 연쇄반응을 일으킬 수 있는 한계를 넘긴다면 진짜 항성이 될 수 있다. 같은 갈색 왜성들끼리 충돌하거나 성간 물질을 오랫동안 빨아들인다든지, 쌍성계일 경우 적색 거성으로 부풀어오른 짝별의 질량을 빨아먹는 식으로도 가능할 것으로 예상한다. 가스구름이 모두 고갈되고 남아있던 항성들도 모두 수명을 다한 먼 미래에도 일부 항성이 존재할 것으로 예측되는 이유이다.
- 목성 질량의 13배를 넘으면 중수소와 헬륨-3와의 반응을 일으키는데 보통 중수소 핵반응이라고 한다. 갈색왜성으로 정의되기 위한 최소 조건이며, 이보다 질량이 작은 천체는 아예 핵융합 반응 자체를 못하는 준갈색왜성이다.
- 목성 질량의 25배를 넘으면 붕소와 양성자 반응을 일으킨다.
- 목성의 40배를 넘으면 DD반응인 중수소와 중수소와의 반응을 일으킬 수 있다.
- 목성의 65배를 넘으면 리튬과 양성자 반응을 일으킬 수 있다.
- 목성의 70배를 넘으면 헬륨-3와 헬륨-3와의 반응을 일으킬 수 있다.
3.4. 주계열성
Main Sequence Star.수소 핵융합으로 에너지를 생산하는 단계. 항성 일생의 대부분을 차지한다. 수소 핵융합으로 생성된 헬륨은 별의 중심핵에 쌓이며, 이로 인하여 중심부의 중력이 강해지고 온도가 올라간다. 헬륨 중심핵 주변에서 일어나는 수소 핵융합도 점점 활발해지기 때문에 주계열성은 조금씩 부풀어오르며 밝아지게 된다. 태양의 경우 주계열 영년 당시보다 현재 약 40% 더 밝아졌으며, 주계열성의 마지막 단계에서는 현재보다 2.2배 밝아질 것으로 추정되고 있다.
3.4.1. 적색왜성
초기질량이 태양의 0.075~0.45배인 별들은 적색왜성이 된다. 적색왜성은 천체를 항성으로 분류하는 최소 기준인 경수소(양성자) 핵융합을 충족시키는 가장 작은 천체다. 따라서 질량이 모자라서 경수소를 핵융합 못하는 갈색왜성이나 준갈색왜성은 항성으로 분류하지 않고 준항성천체로 들어간다.생산하는 에너지가 매우 작다보니 일반적인 관측기구로는 볼 수 없고 천문학자들이 사용하는 전파망원경 정도로만 간신히 볼 수 있다. 예를 들어 태양에서 가장 가까운 항성인 프록시마는 밝기가 태양의 0.17%에 불과하다. 하지만 질량이 작을수록 수명이 길어지는 항성의 특성에 더해 항성 내부의 대류작용이 활발해서 자기가 가진 수소의 거의 전체를 연료로 쓸 수 있다는 점 때문에 주계열성으로 보낼 수 있는 수명이 극히 길다.[15] 질량이 크다면 최대 800억년, 간신히 경수소 핵융합을 유지할 수 있을 정도의 질량인 태양 질량의 0.075배면서 중원소 함량이 많은 경우 최대 17조 5천억년을 주계열성 단계로 보낸다. 우주의 역사가 겨우 138억년에 불과하다는 것과 비교하면 그야말로 영원을 사는 별들인 셈이다.
또한 항성 중 가장 많은 비율을 차지하는데, 태양 주변의 가까운 별들을 조사해 보면 80% 이상이 적색왜성이며 그중에는 태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리도 있다. 우리 은하에서 항성들 중 적색왜성의 비율은 90% 이상이며 우주 전체로 봐도 최소 70%가 적색왜성이다. 일반적으로 분광형은 M형이나, 넓게는 어두운 K형과 경수소 융합이 가능한 L형까지 해당한다.
앞에서 말했듯이 적색왜성은 수명이 현재 우주의 나이보다 월등히 길기 때문에 아직 죽음을 관측할 수는 없지만, 수소 연료를 모두 소비한 뒤의 모습은 질량에 따라 구분될 것으로 예측되고 있다. 태양 질량의 0.25배 이상인 경우 거성 단계를 거치지만 그 미만일 경우 적색거성 대신 청색왜성을 거쳐 백색왜성이 될 것으로 보인다. 이 때 거성이 될 수 있는 다른 별들과는 달리 H-R도에서 오른쪽 위가 아닌 왼쪽 방향으로 이동하게 된다.
청색왜성도 백색왜성으로 진화할 때 행성상 성운을 형성할 것으로 예상하는 경우가 있으나, 청색왜성은 저밀도의 외피를 가지지 않으므로 이것이 불가능하다. 대신 수소가 고갈되면 본래의 질량을 대부분 유지한 채 백색왜성으로 서서히 압축된다.
결국 이들이 남기게 될 백색왜성은 헬륨이 주 성분이며, 크기는 태양과 같은 별들이 남기는 지구 크기의 백색왜성보다 오히려 클 것으로 예측된다. 낮은 질량으로 인해 중력이 약하여 압축이 덜 일어나기 때문. 태양의 0.075배 질량을 가지는 항성의 백색왜성은 급격한 수축을 겪는 대신 식으면서 점차 크기가 줄어 해왕성보다 약간 작은 크기(목성 지름의 3분의 1)까지 줄어들 것이라고 한다. 더 무거운(태양 질량 0.25~0.45배) 별들은 적색거성-행성상 성운 단계를 거친 뒤 지구 지름의 2배 내외 크기를 가진 백색왜성이 된다.
이들은 후기 진화 단계를 관측할 수 없기 때문에 항성진화(별의 일생)에 관해 다룰 때 아예 생략하거나 태양 이상의 별들처럼 거성으로의 진화 단계를 밟을 것으로 귀납추론하는 경우가 흔하다.
3.4.2. 태양 질량의 0.25배 이상
초기질량이 태양의 0.25배 이상인 별은 거성 단계를 거치게 된다.3.5. 적색거성
Red Giant.주계열성이 연소 가능한 수소를 모두 소진했을 때 진입하는 단계이다. 헬륨을 핵융합하여 탄소를 생성해낸다. 외피층이 부풀어올라 광구와 우주 공간을 구별하기 어렵다.
3.5.1. 태양 질량의 0.25~0.45배
질량이 태양의 0.25배 이상인 적색왜성은 적색거성으로 팽창할 수 있다. 그러나 2AU까지 커지는 태양과 달리 태양 지름의 5~10배 정도로 커지는 정도에 그치며, 점근가지거성 단계를 밟지 못하고 바로 행성상 성운으로 질량을 배출한 뒤 헬륨 백색왜성이 된다.3.5.2. 태양 질량의 0.45~2배
태양 질량의 0.45~13배인 별들은 태양과 비슷한 진화 단계를 거친다. 주계열성 단계에서 수소를 모두 소진한 별은 적색거성 단계에 진입하고 수평가지를 지나 점근거성가지에 도달한 뒤 헬륨을 핵융합하여 탄소를 만든다. 그러나 탄소를 핵융합할 만큼 높은 온도와 압력을 가질 수 없기 때문에 더 이상 진화하지 못하며 헬륨 핵융합으로 발생한 막대한 복사압으로 인하여 외피층을 수만 년에 걸쳐 우주 공간으로 날려 버린다. 이렇게 날려진 외피층은 행성상 성운을 이룬다. 중심부는 수축하여 백색왜성이 된다. 백색왜성은 오랜 세월에 걸쳐 식어서 결국 흑색왜성이 된다.3.5.3. 태양 질량의 2~8배
태양 질량의 2~8배인 별들은 적색거성가지의 첨단부에 도달하기 전에 헬륨 핵융합을 시작하여 청색고리에 도달하게 되고 태양 질량의 5배가 넘으면 황색초거성이 된다. 그 이후로 다시 색등급도의 오른쪽으로 가 점근거성가지에 도달하게 되고 그 이후는 태양 질량의 0.45~2배의 별과 같다.3.6. 적색 초거성
Red Supergiant.항성이 충분히 무거우면 탄소, 질소 등을 핵융합할 수 있게 된다. 이 단계의 별은 적색 초거성 단계로 진입한다. 상대적으로 가벼운 별은 적색 초거성으로 진화하기 이전에 수소 핵융합이 멈추고 헬륨 섬광을 일으켜 핵융합을 재개하기 전까지 별이 수축하는 기간이 있다. 하지만 크고 무거운 별은 수소 핵융합이 멈추기 이전에 헬륨 핵융합을 개시하여 수축 단계가 거의 없다.
핵융합으로 생성된 무거운 원소들은 항성의 중심 쪽으로 가라앉게 된다. 이리하여 별의 중심핵에는 무거운 원소가 점점 쌓이게 되고 중심핵 주변에서 이루어지는 핵융합 반응도 점점 더 활발해진다. 이로 인해 복사압이 강해져서 별은 적색거성에 비해 한층 더 부풀어오르게 된다. 이 단계가 적색초거성 단계이다.
중원소 함량이나 별의 질량에 따라 편차는 있으나, 각 원소별 핵융합이 이루어지는 온도는 아래와 같다.
- 수소 → 헬륨: 1천만K
- 헬륨 → 탄소: 1억K
- 탄소 → 네온, 나트륨, 마그네슘: 8억K
- 네온 → 산소, 마그네슘: 15억K
- 산소 → 규소, 황, 인: 20억K
- 규소 → 철, 니켈: 30억K
3.6.1. 태양 질량의 8~12배
태양 질량의 8~12배인 별들은 적색초거성이 되는데 이를 초점근거성이라고 한다. 이정도 질량의 별은 탄소와 네온 핵융합이 가능해지고 이중 일부는 전자 포획 초신성으로 최후를 맞겠지만 대부분은 산소-네온-마그네슘 백색왜성이 될 것이다.3.6.2. 그 이상의 별
태양 질량의 12배 이상인 별은 규소 핵융합까지 진행할 수 있는데, 그 산물인 니켈이 중심핵에 쌓이게 되면 항성 핵융합은 한계에 다다르게 된다. 이론상 주석-100까지 핵융합이 가능하지만, 규소 핵융합이 지속되는 시간이 길어봐야 1일, 보통 몇 시간 내에 종결될 정도로 매우 짧고, 니켈-56이 형성되는 그 순간에 중심핵이 중력에 짓눌려 내파 현상을 일으켜서 더 이상의 핵융합을 못한다. 여기에 규소 핵융합이 일어난 항성의 중심핵은 28억~35억 켈빈에 달하는 엄청난 온도에 도달하는데 이런 극히 높은 온도에서는 핵자가 고에너지 감마선을 흡수해 들뜬 상태가 되면서 아원자 입자(양성자, 중성자, 알파 입자 등)를 배출하는 광붕괴 현상이 일어나 핵융합을 막아버린다.니켈-56은 불안정하므로 6일의 반감기를 거쳐 코발트-56으로 붕괴하고, 코발트-56은 또 77일의 반감기를 거쳐 안정한 철-56으로 붕괴한다. 그래서 항성 핵융합의 최종산물은 엄밀하게는 니켈이지만, 이 니켈이 두번 붕괴하면 철이 되기 때문에 최종산물을 철로 칭하는 것이기도 하다.
규소 핵융합이 끝나기 직전인 별의 중심부에는 니켈과 철로 이루어진 핵이 자리잡게 된다. 이 단계의 별은 철 중심핵 위로 규소, 마그네슘, 네온, 산소, 질소, 탄소, 헬륨, 수소 등의 핵융합층 껍질이 양파처럼 쌓여있는 구조를 가진다. 중심핵은 더이상 에너지원이 없으니 엄청난 압력을 받게 되는데, 이 압력은 축퇴된 전자들이 파울리의 배타원리에 의해 지탱해준다. 그러나 중심핵의 질량이 너무 무거워서 전자축퇴압으로 버틸 수 있는 한계( 찬드라세카르 한계)를 넘어서면, 중심핵을 구성하던 양성자가 전자를 포획해 중성자가 되어버리는 전자포획 현상이 발생하여 중심핵이 거대한 중성자 덩어리가 되어버리고 내파 현상이 일어나 순간적으로 부피가 줄어든다.
중심핵의 부피가 순간적으로 줄어들었기 때문에 핵 외부의 구성물질들은 멈추지 않고 광속의 약 4분의 1 속도로 가속하여 중성자 덩어리에 충돌하게 된다. 이 과정에서 막대한 충격파가 발생하여 중심핵 외부의 구성물질들을 1천억~1조 켈빈에 달하는 극초고온으로 가열시켜 철보다 무거운 원소를 생성하는 폭발적 핵합성 현상을 일으키며, 이렇게 생성된 중원소들 중 반감기가 극히 짧은 불안정한 동위원소들이 자발적 핵분열을 일으켜 추가로 에너지를 방출한다. 이것이 2형 초신성현상으로, 밀도가 극히 높은 중심핵만이 중성자별로 남고 나머지 구성물질들은 되튕겨져 우주 공간으로 되돌아간다.
보통 태양과 중원소 함량이 비슷한 경우 태양의 12배~38배 사이에서 중성자별을 남긴다. 중원소 함량이 태양의 0.00104%(태양의 9만 5천분의 1) 이하라면 태양 질량의 8.9~25배가 된다. 중원소 함량이 태양의 1.5배를 넘어가면 태양 질량의 12.5~42배의 질량에서 중성자별을 남긴다.
즉 중원소 함량이 아무리 낮아도 태양 질량의 8.9배 이하가 되면 백색왜성으로 되며, 중원소 함량이 아무리 높아도 태양 질량의 14배 이상이 된다면 중성자별이 생성된다.
또한 태양과 비슷한 중원소 함량을 가진 별이고 태양 질량의 38배를 넘게 된다면 블랙홀로 변하게 된다. 중원소 함량이 태양의 10% 이하라면 태양 질량의 27배만 되어도 블랙홀이 될 수 있다. 다만 아무리 중원소 함량이 낮아도 태양 질량의 25배가 블랙홀이 될 수 있는 질량의 한계이다.
사실 중원소 함량이 아무리 낮아도 태양 질량의 40배 이하면 블랙홀이 되지 않는다. 하지만 실제로 중원소 함량이 아주 낮은 별 역시 태양 질량의 25배만 넘어도 블랙홀이 되는데, 어떻게 블랙홀이 되냐하면…
중원소 함량이 낮은 별의 경우, 핵융합도 활발하고 질량 방출도 많지만 CNO순환이 더디고 양성자-양성자 연쇄 반응도 핵융합에 한몫을 하기에 중심핵과 복사층 하부 중심핵과 가까운 부위에서 핵융합이 주로 일어나므로 부푸는 정도가 작아지며 질량 방출의 정도도 줄어든다. 이렇게 항성의 중심부에 밀도도 높고 에너지 밀도도 높은 핵융합이 활발한 핵을 형성할 수 있다. 즉 핵융합의 범위가 복사층 상단에는 작게 일어나는지라 중심핵 부근에서 활발히 핵 반응이 일어나며 부푸는 정도가 작아 뜨거운 표면온도가 유지된다. 예를 들어 태양 만큼의 중원소 함량을 가진 100 태양질량의 별 표면온도는 51000K을 유지하지만, 중원소 함량이 태양의 1%인 경우 100 태양질량의 별은 60000K을 넘어간다. 그리고 CNO 순환과 양성자-양성자 연쇄 반응의 핵융합이 친화적으로 이루어지는데, 양성자-양성자 연쇄 반응의 농도가 높아진다 하더라도 별의 핵반응이 낮아지는 건 결코 아니다. 태양의 100만분의 1의 중원소 함량 이상급을 가지고 있다면 핵융합의 빈도는 아무 문제가 없다. 오히려 태양의 절반의 중원소 함량에서 90만분의 1의 중원소 함량을 가진 별들의 핵반응은 중원소가 높은 별들의 핵반응보다 더 강하게 일어난다.
중심핵 부근에서 집중적으로 핵반응이 일어나는지라 복사층의 부푸는 정도가 작으니, 열이 많이 생성되어 핵반응이 더욱 활발해지는 것.[16] 덕분에 중원소 함량이 낮은 별이 같은 질량의 중원소 함량이 높은 별보다 표면온도도 더 뜨겁고 수명도 더 짧다. 다만 내부 핵반응의 특성상 외부 방출 질량이 낮아 블랙홀을 형성할 수 있는 핵을 만들 수 있게 되었다.
따라서 말기에 질량 방출을 덜하여 자신의 질량을 많이 보존할 수 있다. 이렇게 태양 질량의 25~40배의 중원소 함량이 함량이 낮은 별들은 초기 초신성 폭발 때에는 중성자 별을 형성하고 초신성 폭발로 많은 물질이 외부로 방출되지만, 완전히 밀어내지 못하고 일부 물질이 남아 형성된 중성자 별에 낙하하게 되어 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계를 초과하여 중성자별이 붕괴하여 블랙홀로 변한다. 이때 블랙홀에 쌓인 물질에서 핵반응이 격렬히 일어나 감마선과 물질을 대량으로 내뿜은 초신성 폭발이 재차 일어나게 된다.
초기 초신성 폭발과 재차 초신성 폭발과의 시간 차이는 얼마 나지 않는다. 다만 재차 초신성 때는 자신의 남아 있던 모든 대량의 물질이 방출되지만 물질에서 일어나는 핵반응도 어마어마해 엄청난 감마선 폭발도 함께 일어난다.
태양 질량의 40배가 넘고 중원소 함량이 태양의 70% 이하라면 초신성 폭발 시 즉시 블랙홀로 붕괴된다. 이 정도 질량이라면 내부에 중성자별이 형성되었어도 버틸 수 있는 힘이 있으며, 중성자별에 물질이 낙하되고 블랙홀이 형성되어야만 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.
하지만 태양 질량의 40배가 넘더라도 중원소 함량이 태양의 70%를 넘는다면 즉시 블랙홀이 형성되지 않고 위의 태양 질량의 25~40배를 가진, 중원소 함량이 낮은 항성의 내부에서 일어났던 것과 동일하게 일어난다. 그 이유는 중원소 함유량에 따른 항성 내부의 핵융합 변화로 생긴 차이다.
CNO순환은 온도와 질량에 민감하므로 중심핵에서 상당히 떨어진 복사층 상부 부근에서도 핵융합이 활발히 일어난다. 질량도 크면서 중원소 함유량이 높아지면 CNO 순환이 활발해지므로 복사층 상부에서도 핵융합을 할 수 있는 압력이 형성되고 온도도 유지되므로 이러한 현상이 발생하는 것이다. 이것은 중원소가 많이 포함되어 있어 CNO순환을 활발히 할 수 있기 때문이다. 결국 주계열임에도 불구하고 복사층이 부풀어 외피에 영향을 주어 별은 부풀게 되고, 표면온도가 뜨거우므로 계속해서 질량 방출이 강하게 일어나게 된다.
주계열 단계에서 벗어나 내부에 헬륨핵이 형성되었을 때는 더 많은 에너지가 방출되기에 핵융합은 더 상단으로 이동하고, 또한 중심부의 뜨거운 열기가 표면까지 전달되니 더 많은 질량 방출이 일어나게 된다. 결국 초신성 폭발 시 핵이 중성자별로 붕괴될 때 남은 질량은 그 폭발력으로 인해 모두 다 날라가게 된다. 또한 태양보다 4배 이상의 중원소를 더 가지고 있는 경우는 질량이 아무리 크다 하더라도 블랙홀이 될 수 없는데 중원소가 풍부해 CNO순환이 활발히 일어나 내부에 뜨거운 열이 생성되어 스스로 부풀어 많은 질량 방출을 하게 된다.[17]
따라서 태양의 4배 이상의 중원소 함유량을 가지고 있는 별의 경우는 태양 질량의 200배가 넘는 질량을 가지고 있다 하더라도 중성자별을 형성하게 된다.
대신 중원소 함량이 태양의 3배 이상인 별들에서는 태양 질량의 13.5~30배에서는 일반 중성자별을, 태양 질량의 30배가 넘는다면 마그네타 중성자별을 남기게 된다. 미래에 우주에 중원소 함량이 높은 별들이 많이 태어날 텐데 질량이 큰 별의 경우는 마그네타 중성자별을 남기는 걸로 최후를 맞이하게 된다.
즉 중원소 함량이 높은 별과 낮은 별은 똑같은 핵융합을 하더라도 내부에서의 진행 차이가 이러한 결과를 낳는다.
하지만 질량이 더 커지면 또 다른 결과를 낳게 된다. 질량이 태양의 90배가 넘게 되면 내부에 중원소들이 많이 형성되는데 특히 산소가 많이 형성된다. 탄소핵 시절까지는 압력이 낮아도 헬륨을 흡수해서 바로바로 산소를 형성하는지라 에너지가 안정적으로 공급되어 중심핵에 가해지는 압력이 작아 평형을 이루는데, 산소는 쿨롱힘이 강해 쉽게 핵반응이 일어나지 않아 밀도가 매우 높아져도 핵반응이 일어나기가 쉽지 않다. 이게 질량이 태양의 40~90배 사이의 별이라면 그래도 압력이 적당히 눌려져 산소 핵반응도 맞춰져서 일어나 별이 그나마 버틸 수 있지만 태양의 90배 이상의 질량을 가진 별은 엄청난 압력과 밀도로 산소가 폭발적인 핵반응을 하여 마그네슘, 황, 규소로 융합한다.
여기서 별을 날려버릴 만큼 핵반응이 일어나 마치 하나의 항성이 탄생한 듯한 폭발이 일어나는데 이게 쌍불안정형 초신성 폭발이다. 태양의 90~125배 사이의 별은 그래도 쌍 불안정성 초신성 폭발의 위력이 약해 별 전체가 폭발하지는 않는다. 물론 별의 질량의 상당수를 날려버리긴 하지만… 여기서 태양 중원소 함량의 2.4배 이하의 별들의 남은 질량은 블랙홀을 남길 만큼은 남게 되어 블랙홀로 붕괴된다. 대신 남기는 블랙홀의 질량은 태양 질량의 120배의 별이나 태양 질량의 60배의 별이나 남기는 블랙홀의 질량은 비슷한데 쌍 불안정형 초신성 폭발 시절에 많은 질량을 날려 나타나는 현상이다. (대략 태양 질량의 4배에 해당되는 블랙홀을 남긴다.)
태양의 130배가 넘게 되면 중심핵에서 헬륨이 핵반응을 활발히 하여 산소가 형성되는 비율이 극히 높아지는데 탄소 핵반응이 끝날 때쯤 산소 중심핵에 가해지는 압력이 엄청나게 된다.
중원소가 작은 별이기에 질량 보존도 잘 되어 있고 내부의 중심핵에 산소도 조밀하게 잘 모여 있으니 압력이 일정 범위를 초과하게 된다. 따라서 산소 중심핵이 핵반응을 폭발적으로 하게 되는데 핵반응을 통해 생긴 뜨거운 열이 그대로 전달되고 중심핵 바로 바깥의 복사층 하단과 중단에서 핵반응과 CNO순환을 폭발적으로 일으키면서 별을 확장시켜 열을 전달하며 복사층 상부까지 열이 전달되어 수소의 핵반응을 유도하게 되어 증가한 항성 내부 온도가 온도를 더욱 높이게 되는 양성 피드백 현상인 열폭주(thermal runaway)가 발생한다. 이로 인해 별 전체에서 핵융합 반응이 일어나는 아수라장이 되고, 내부에서는 중력에 대항할 감마선의 복사압이 양전자와 전자가 쌍생성/쌍소멸 반응을 일으켜 줄어들면서 중력붕괴를 일으켜 마치 하나의 커다란 별이 쌍으로 형성되는 듯한 대폭발을 일으키는데, 이것이 쌍불안정형 초신성 폭발이다. 이 폭발을 일으킨 항성은 초신성 폭발 후 중성자별이나 블랙홀 같은 잔해를 전혀 남기지 않고 거대한 성운을 형성한다.
하지만 쌍 불안정형 초신성 폭발은 중원소 함량이 태양의 8만 7천분의 1 이하의 항성에서 일어난다. 특히 태양의 중원소 함량의 8만 7천분의 1~32만분의 1 사이의 항성은 질량이 태양의 1000배가 되더라도 쌍불안정형 초신성 폭발이 일어나 130~1000배의 거대한 별들이 전부 이러한 폭발을 하게 되는데, 어느 정도 있는 중원소들이 질량 방출을 시켜주면서, 내부의 산소가 폭발할 때 별 전체가 폭발할 수 있는 활로를 열어주기 때문이다.
대신 태양 중원소 함량의 8만 7천분의 1이상의 별들에서는 복사층 하부에서 일어나는 CNO순환이 핵에 가하는 압력을 어느 정도 상쇄시켜주므로 쌍불안정형 초신성 폭발이 일어나지만 별전체가 폭발하는 핵반응은 일어나지 않는다. 따라서 이러한 별은 계속 핵반응을 하여 일생을 이어나가다가 중심핵에서 철이 많이 쌓이게 되어 2형 초신성으로 폭발 후 결국 블랙홀로 붕괴된다. 하지만 전에 쌍불안정형 초신성으로 질량을 많이 날렸으므로 마지막 일생을 마칠 때 초신성 폭발로 인해 자신의 질량을 한껏 수월하게 날리게 된다.
따라서 태양 질량의 200배에 중원소 함량이 태양의 50%인 별이 남기는 블랙홀의 질량은 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 55배에 해당하는 별이 남긴 블랙홀의 질량과 비슷하다. 물론 위의 설명처럼 중원소가 매우 풍부하면 중성자별을 남긴다.
태양의 260배가 넘어가면 중원소 함량이 낮은 별도 쌍불안정형 초신성 폭발이 일어나더라도 별이 버틸 수 있는 질량이 있으므로 블랙홀을 남기게 된다. 다만 태양의 중원소 함량의 8만 7천분의 1~32만분의 1 사이의 항성은 질량이 260배를 초과하여 1000배가 되더라도 아무것도 안남는다.
초기 우주에는 태양의 중원소 함량보다 거의 1천분의 1이하에서 100만분의 1까지의 종족 2의 별이 많이 생성되었다. 중원소 함량이 100만분의 1 이하의 중원소 제로인 종족 3의 별의 평균 질량이나 초기 우주에 살았던 별들의 질량은 태양의 130~200배로 평균 태양의 180배였기 때문에 아무것도 안 남기는 초신성 폭발을 하였다.
틈만 나면 이러한 초신성 폭발을 했던지라 우주는 초신성 폭발로 인해 나오는 중원소들이 급격히 퍼져 종족 3인 별은 초기 우주 이른 시기에 사라지게 되었다.
이들은 당연히 무거운 금, 백금과 방사성 동위체인 캘리포늄, 페르뮴, 심지어 초악티늄족까지 뿌렸겠지만,[18] 특히 지각의 구성 요소들인 규소, 칼슘, 황 등을 많이 뿌렸고, 철도 많이 뿌려 우주 성간 가스 내의 중원소 비율을 고르게 했다. 130억 년 전의 초기 우주에는 이러한 별들이 대량 생성되었으며 이들이 폭발하면서 내놓은 중원소를 관측할 수 있다. 이러한 별들은 우주 최초인 별들인 항성 종족 3에서 종족 2 사이 시절인 134억 년 전에서 100억 년 전까지 대량 생성되었다. 지금도 이러한 별들이 생성되고 있지만 초기 우주 시절과 비교해서는 아주 극소수일 뿐. 지금은 거의 적색왜성이 많이 생성되고 O 분광형인 별들은 아주 극소수만 생성되고 있기 때문에…
이러한 별들은 100억 년 전까지는 많이 생성되지만 그 이후는 서서히 줄어들게 되었고 지금도 이러한 별들이 곳곳에서 많이 생성되고는 있지만 초기 우주와 비교해서는 아주 적은 개체수일 뿐이다.
이러한 별들이 많이 태어난 덕분에 우주 성간 가스 내에 중원소들이 골고루 퍼졌으며, 우주 전체적으로 중원소가 고루 섞여 있게 만든 아주 중요한 요소들이었다.
3.7. 청색 초거성
Blue Supergiant.적색 초거성 단계에서는 복사압이 무지막지하기 때문에 항성 표면의 외피층이 별의 중력권을 벗어나 우주 공간으로 탈출한다. 모든 항성은 표면의 질량을 항성풍으로 날려보내지만 적색 초거성은 이 비율이 매우 높아서 항성풍의 밀도가 높고 속도가 느릿느릿하다. 웬만큼 자신의 질량을 날려보내면 항성풍이 잦아들고 별의 내부가 드러난다. 뜨거운 핵융합층과 가까워져서 표면의 온도도 10000K~50000K으로 올라가며 별은 다시 푸른색으로 빛나게 된다. 이 단계가 청색 초거성이다. 청색 초거성까지 진화하려면 외피층을 날려보내고도 타오를만큼 별이 매우 무거워야 한다. 이들은 '밝은 청색변광성'이나 볼프–레이에별로 진화하기도 한다. 대표적으로 오리온자리의 베타성 리겔이 있다. 일부 청색초거성은 워낙 핵반응이 활발해서 복사압이 강해 적색 초거성이 미처 되기도 전에 수소 외피층을 몽땅 날려버리는 것으로 추측된다. 이들은 진화 과정에 따라서 초신성 폭발을 일으키거나, 혹은 볼프–레이에별이 되어 중심핵 주변을 죄다 우주 공간으로 날려보내고 백색 왜성이 될 것으로 예상된다.
3.8. 황색 초거성
- 주계열성에서 적색초거성 단계로 진입하는 단계. 중심핵 주변의 껍질에서는 수소 핵융합이 이루어지고 있지만 아직 헬륨 핵융합이 시작되지는 않은 단계이다.
-
적색초거성이 외피층을 날려보내면서 청색초거성으로 변해가는 과정.
어느쪽이든 황색초거성 단계에서는 수천년 정도의 천문학적으로 짧은 시간만을 보내기 때문에 아주 희귀하며 관찰하기 어렵다.
3.9. 볼프–레이에별
- 프랑스어: Etoile Wolf-Rayet
- 영어: Wolf-Rayet Star
청색 초거성이 진화한 단계로, 수소가 풍부한 외피층까지 몽땅 날려버리고도 계속 항성풍으로 막대한 질량을 내뿜고 있는 별을 말한다. 표면 온도는 매우 뜨거워서 30000K~21만K에 이르며 복사 광도는 태양의 수만~수백만 배에 이른다. 하지만 대부분의 복사 에너지를 자외선 과 X선 대역으로 내뿜기 때문에 가시광선 영역에서는 극단적으로 밝아 보이지는 않는다. 수소를 항성풍으로 모두 날려보냈기 때문에 볼프 레이에 별의 스펙트럼에서는 수소 대신 헬륨, 탄소, 질소 등이 나타난다.
3.10. 청색 낙오성
3.11. 기타
- 극대거성(Hypergiant): 보통은 그냥 무지막지하게 크고 밝은 별(절대 -7등급 이하)을 뭉뚱그려 극대거성이라고 부른다. 현재 가장 널리 사용하는 극대거성의 정의는 매우 밝고 질량을 빠르게 상실하는 초거성 중 특정 스펙트럼을 나타내는 별이다.
-
밝은 청색 변광성(LBV,Luminous blue variables):밝기와 스펙트럼에 변화가 불규칙하고 폭이 매우 넓으며 항성 진화단계의 후반부 상태다.
대마젤란 은하의 황새치자리 S 란별의 이름에서 따와 황새치자리 S형 변광성 이라고도 한다.이 별들은 매우 희귀한 항성이어서 일반 변광성 목록(GCVS)에는 단 20개만이 등록되어있지만 그마저도 상당수는 밝은 청색변광성이 아닐것으로 예상된다.
3.12. 별의 최후
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주계열
단계 |
초기 태양 질량에 따른 구분* | |||||||||||
|
<rowcolor=#000><nopad> ≤
0.25 |
<nopad> ≤
0.4 |
<nopad> ≤ 2.25
≤ 7.5 |
<nopad> ≤
9.25 |
≤
20 |
<bgcolor=#97B8FF> ≤
45 |
≤
130 |
<nopad> ≤
250 |
≤
103 |
<nopad> 103
≤ |
||||
| 주계열성 |
초대질량 항성 (쿼시 별) |
||||||||||||
|
후주계열단계
|
청색왜성 | 준거성 |
볼프-레이에별WL LBV |
|||||||
| 거성色* | 초점근거성가지 |
(LBV) 초거성· 극대거성色* |
||||||||
| 적색거성 |
헬륨 섬광* (O·B형 준왜성) |
|||||||||
|
수평가지별 (적색덩어리거성) |
||||||||||
|
점근거성가지 (OH/IR 별) |
||||||||||
|
(OH/IR 초·극대거성) |
볼프-레이에별WL | |||||||||
| 행성상성운· PG 1159 별 | 초신성· 극초신성 |
쌍불안정성 초신성 |
극초신성 | |||||||
|
밀집성
단계와 그 후 |
헬륨 백색왜성* | 백색왜성 |
중성자별 (킬로노바·마그네타) |
블랙홀 | 잔해 없음 | 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 흑색왜성*· Ia형 초신성· 헬륨 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 철 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 초대질량 블랙홀로 흡수 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 호킹 복사로 소멸 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
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| }}}}}}}}} | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
3.13. 쌍성의 진화
동반성의 물질을 흡입하는 블랙홀 상상도. 일본의 일러스트레이터 KAGAYA 작.
쌍성은 양 별의 질량이 서로 다르기 때문에 진화하는 시간이 차이난다. 두 별 중 무거운 별(주성)이 더 빨리 생애를 마치고, 백색왜성이나 중성자성, 블랙홀 등의 잔해를 남긴다. 이후 동반성이 진화하여 거성 단계로 돌입하면 별의 외기층이 부풀어오른다. 이때 동반성의 중력권을 벗어난 외기층은 주성으로 빨려들어가게 된다. 빨려들어가는 물질은 주성의 주위에 강착 원반을 형성하고 일부는 주성의 양 극지방으로 튀어나가는 제트를 형성한다. 주성의 중력이 강할수록 강착 원반이 회전하는 속도는 빨라지고 마찰열과 중력 에너지로 인해 강착 원반의 온도도 올라가게 된다. 온도가 올라간 강착 원반은 전자기파를 발산하게 되는데, 속도가 빠를수록 온도가 높아져 고에너지의 전자기파가 나온다. 주성이 백색왜성이라면 거성의 외기를 빨아들이다가 초신성 폭발을 일으킨다.
주성이 블랙홀이라면 강착 원반은 광속에 가까울 정도까지 가속되고 온도는 수백만K에 이르게 되며 X선을 발산한다. 백조자리 X-1은 이렇게 발견된 최초의 블랙홀 후보이다.
두 별이 동시에 적색거성으로 진화하는 경우 외기층이 접촉하여 땅콩 모양으로 변하는 것도 가능하다. 만일 이 상태에서 한 별의 질량이 다른 별로 너무 많이 넘어가면 불안정한 상황을 만들 수 있다.
주성이 적색거성이고 동반성이 갈색왜성인 경우 동반성이 주성의 물질을 흡수하다 항성으로 점화되는 것도 가능하다.
4. 기타
4.1. 1세대 항성 추적
항성이란 것이 결국 수명에 한계가 있다보니, 수명이 다 할 즈음에는 많은 양의 원소들을 방출해내는데, 이 방출된 원소들이 다시 중력으로 뭉쳐서 항성을 만들고, 그것이 다시 방출되어서 무거운 원소를 뱉어내고, 그것이 다시 항성을 만들고 를 반복하다보면 우주전체에서 가벼운 원소의 수는 적어지고 자연스레 무거운 원소는 점점 늘어나게 된다. 즉, 가까운(비교적 최근의) 거리에서 관측되는 항성에 비해서, 먼(비교적 과거의)거리에서 관측된 항성에선 무거운 원소들이 덜 발견된다는 것이다.이러한 핵융합반응과 초신성폭발의 부산물로 생기는 무거운 원소들은 항성이 아니면 그 자체가 우주상에서 생성될 수 없기 때문에 우리 몸을 이루고 있는 원자들은 과거 어떤 항성의 중심핵에서 융합된 것이다.
천문학자들은 이러한 과정을 통해 무거운 원소들의 포함이 적은 항성들을 계속 역추적하게 되면 결국 순수히 핵융합과정으로 인한 중수소의 생성(포함) 이전의 우주 최초의 제1세대 항성을 발견할 수 있을 거라는 발상을 했다. 그리고 혹시 발견한다면 초기 우주의 암흑 시대(빅뱅 후 38만 년 ~ 7, 8억 년)를 규명할 엄청난 발견이 될 것. 2011년 1월 초, 케임브리지 대학과 캘리포니아 공대 과학자들이 약 130억 광년 정도에서 제1세대 우주 최초 별의 잔해를 발견하여 크게 진전되었다. 이 별의 잔해는 중수소의 함유량이 역대 항성 관측 사상 최저인 것으로 보인다. 물론 아직 추가적인 검토는 필요한 단계이다.
2022년 3월 30일, 허블 우주 망원경이 늦어도 129억 년 전에 생성된 항성을 찾아냈다. # 정식 명칭은 WHL0137-LS이고 'Earendel'으로 명명된 이 별은 우주 탄생으로부터 약 9억 년 만에 생성된 것으로, 이는 종전까지 지구에서 가장 멀며 동시에 가장 오래 되었다고 여겨지는 이카로스[19]보다 훨씬 이른 시기에 만들어진 별이라 할 수 있다.
4.2. 종족 3 항성들의 핵융합
빅뱅 직후 초기 우주에는 중원소는 없었고, 수소와 헬륨이 대부분을 차지했다. 그보다 무거운 원소는 극미량밖에 없었기 때문에 양성자-양성자 연쇄 반응으로만 핵반응을 해결해야 했다. 하지만 이게 태양 중원소 함량의 100만분의 1 이상이라면 CNO 순환도 화력을 발휘하게 되지만 그 이하였기 때문에 그럴 힘도 없었다.그래서 종족 3 항성들은 특이한 핵융합을 하게 되었다. 종족 3 항성들은 처음에는 순수 100% PP반응과 소량의 헬륨-3와 리튬, 베릴륨, 붕소등을 태우면서 초기에는 조금 어둡게 빛나면서 내부의 중심 온도를 키워갔다. 종족 3 항성들의 평균 질량은 태양의 130~200배 수준이었으므로 어느 정도만 수축해도 내부의 헬륨이 핵융합 하여 탄소를 형성할 수 있다. 내부 중심핵의 밀도가 물 밀도의 450배에 온도가 1억 500만 K까지 늘게 되면 헬륨이 핵반응하여 어느 정도의 양인 탄소 중원소가 형성되어 별 내부의 중원소 함량이 태양 중원소 함량의 100만분의 1이 넘어가면 충분히 CNO 순환을 일으킬 수 있다. CNO 순환이 일어나면 내부 중심핵의 밀도와 온도가 내려가 헬륨 핵반응은 멈추게 되며 별은 CNO순환과 PP반응 둘의 힘을 이용하여 안정적인 주계열 단계를 거칠 수 있다. 마지막에는 쌍불안정성 초신성 폭발을 통해 아무것도 안 남기는 초신성 폭발을 하여 우주에 중원소를 퍼트리게 된다.
다만 아주 거대한 태양의 450배가 넘는 거대한 항성들도 태어났었는데 이러한 별들은 거의 태양의 2천만 배에 달하는 광도를 내며 마지막에는 거대한 초신성 폭발을 한 후 태양 질량의 10~15배나 되는 거대 블랙홀을 형성하게 된다. (일반적인 막 태어난 항성 블랙홀이 태양의 3~4배인 점을 들면 아주 거대한 블랙홀이다.) 이러한 거대 블랙홀들은 주변의 가스들을 끌여들어 은하 형성에 기여하게 된다.
시뮬레이션에 따르면 우주 초기에는 태양 질량의 1만 배, 많으면 10만 배에 달하는 초거대 항성의 생성도 가능하며, 이들의 수명은 고작 수천 년 ~ 수십만 년에 불과하다고 한다. 이러한 항성들은 수명이 끝나 초신성 폭발을 하여도 외피층이 충격을 흡수해 중심부만 블랙홀로 변하고, 쿼시 별로 진화하게 된다.
4.3. 거대한 항성
우주에는 태양은 비교도 안 될 정도로 거대한 항성들이 다수 존재한다. 그러나 이처럼 거대한 별들은 보통 죽기 직전 외포층이 부풀어올라서 실제로는 속빈 강정에 불과하다. 천문학자들 입장에서 정말로 '큰 별'은, 속이 꽉 찬, 다시 말해 무거운 별이다. 즉 질량으로 따진다는 말이다. 대표적으로 덩치가 큰 별인 큰개자리 VY[20]나 세페우스자리 VV A의 경우 질량은 태양의 25배 정도에 불과하다(항성질량의 한계는 현재 태양과 비슷한 중원소 함유량을 가진 경우 태양의 150배이다.). 그러나 우주에는 이보다 질량이 더 큰 별들이 존재한다. 대표적인 예가 성단 R136 내에 있는 별들 중 하나인 R136a1으로 이 별의 질량은 태양의 196배에 해당한다. 다만 이러한 별들은 지름이 태양의 20배밖에 되지 않는다. 질량이 큰 별들은 강한 핵융합으로 인해 표면온도가 뜨거워 항성풍으로 다 날려버리기 때문에 말기에는 볼프 레이에별과 같은 형태가 된다.이러한 관점에서 볼 때, 현재까지 관측된 가장 거대한 항성은[21] 태양으로부터 16만 5000광년 떨어진[22] 황새치자리 BAT99-98 이라 한다. 이 별은 에딩턴 한계(이론적인 별의 최대 질량인 '태양의 약 150배'이지만 중원소 함량에 따라 다르다. 아래에 설명이 나와 있다.)를 깬 별로서, 질량은 태양의 226배, 밝기는 태양의 500만 배에 달한다. 단 위에서 설명했듯이 크기 자체는 태양의 37.5배 정도에 불과(?)하다.(이 별도 울프 레이에별) 나이는 대략 200만 년 정도로 추정하고 있으며, 별 자체의 질량이 너무 크고 에너지 소모가 극심해서 앞으로 100만 년 정도만 지속될 것으로 예측된다. 이는 태양의 총 수명으로 추정되는 100억 년에 비해 찰나의 순간에 불과하다.
어느 기준에서가 됐든 이렇게 가장 거대한 항성들이 있는 반면 가장 작은 항성또한 유명하다. 현재까지 발견된 가장 작은 항성은 화가자리에 있는 약 600광년 떨어진 EBLM J0555-57Ab라는 적색왜성인데, 크기가 불과 토성보다 약간 작은 정도에 그친다. 질량은 목성의 85배 가까이 되는데 이는 태양의 8%밖에 안되는 수치다.
4.4. 이론상 천체
- 종족 3 별(Population III Star) - 우주 초창기에 등장하였을 것으로 예상되는 항성으로, 극히 낮은 중원소 함량을 가진다.
- 초대질량 항성 - 종족 3 항성 중 그 질량이 태양의 1만~100만 배에 달하는 항성이다. 초대질량 블랙홀의 형성에 관여했을 것으로 추측된다. 이들은 매우 짧은 주계열 수명(수천~수만 년)을 마친 뒤 쿼시 별을 거쳐 블랙홀로 진화했을 것으로 예상된다.
- 쿼시 별(Quasi Star) - 우주 초창기에 등장하였을 것으로 예상되는 항성으로, 바로 위의 초대질량 항성이 수명을 끝마치고 초신성 폭발을 일으켰으나 매우 큰 질량(최소질량은 태양 질량의 1천배, 최대질량은 태양질량의 수십만배)과 크기(지름이 약 100억 km, 66.8AU로 추정)가 별의 외피층이 충격을 흡수하여 폭발이 퍼져나가지 못하고 중심핵만 블랙홀로 변하여 만들어진다. 쿼시 별(준항성)이라는 명칭이 붙은 이유는 에너지를 생산하는 과정이 일반적인 항성의 핵융합이 아닌, 중심의 블랙홀이 항성의 구성물질을 빨아들이며 발생시키는 포텐셜 에너지 변환이기 때문이다. 주계열성 단계에서 이 별의 밝기는 왜소 은하 하나와 맞먹는 수준이었을 것으로 추정하며, 질량이 클수록 수명이 급감하는 항성의 특성상 초대질량 항성처럼 수명이 매우 짧았을 것으로 예상한다. 내부에 형성된 블랙홀은 외부에 존재하는 블랙홀과 달리 항성 자체의 질량이 발생하는 막대한 중력에 의해 에딩턴 한계를 무시하고 매우 빠른 속도로 성장이 가능했을 것이고, 이렇게 커진 블랙홀이 형성한 강착원반과 상대론적 제트가 항성을 찢어버리는 것으로 최후를 맞이한다. 그 뒤에는 중간질량 블랙홀이 남았을 것인데, 이들은 조밀하던 초기 우주의 환경에서 다른 항성이나 블랙홀, 성간 매질을 추가로 흡수하는 것으로 더 크게 성장하여 초대질량 블랙홀로 진화한 뒤 자기 주변의 물질들을 끌어들여서 원시 은하의 핵이 되었을 것으로 추측하고 있다.
- 청색왜성(Blue Dwarf) - 태양 질량 0.25배 미만의 적색왜성이 수소를 거의 다 소진해 주계열 단계에서 벗어나면 생성될 것으로 예측되는 천체로, 더 무거운 별들과 달리 이들은 후주계열 단계에서 불투명도가 크게 오르지 않기 때문에 부피 대신 온도를 올리는 방법으로 에너지 방출량을 늘린다. 실제 분광형상으로는 청색이 아닐 것으로 예측되지만, 청색에 가까워지므로 이러한 이름이 붙었다. 태양 질량의 0.16~0.25배 사이는 거성으로 잠깐 부풀었다가 질량 방출 후에, 0.16배 미만은 바로 청색왜성이 될 것으로 예측된다. 이후 수소가 완전히 소진되면 헬륨 백색왜성으로 진화한다.
- 얼어붙은 별(Frozen Star) - 먼 미래에 우주의 중원소 함량이 높아지면 목성 질량 40배 정도의 갈색왜성까지도 경수소 핵융합이 가능해질 것으로 추측된다. 중원소가 단열재 역할을 하여 핵융합이 가능한 온도를 유지시켜주기 때문. 그러나 이들이 만드는 에너지는 매우 적기 때문에 표면 온도가 물의 어는 점과 동일한 0℃ 정도에 불과할 것으로 예측된다.
- 헬륨 별(Helium Star) - 헬륨 백색왜성끼리, 혹은 헬륨 백색왜성과 탄소-산소 백색왜성이 충돌하여 태양 질량의 0.5배를 넘게 되면 헬륨을 탄소로 융합하는 헬륨 별이 만들어질 수 있다. 그러나 나이가 138억 년밖에 되지 않은 현 우주에서는 헬륨 백색왜성이 희귀하므로[23] 헬륨 별이 만들어질 가능성은 극히 희박하다.
- 철 별(Iron Star) - 양성자 붕괴가 없을 때, 101500년이라는 어마어마하게 오랜 시간이 지나면, 양자 터널링 현상으로 저온 핵융합이 발생하여 흑색왜성이 하나의 큰 철덩어리가 되는데, 이를 철 별이라 한다. 이 중 태양 질량의 1.2배 이상인 것들은 1032000년까지 초신성 폭발로 소멸하고, 1.2배 미만의 것들은 10(1E+26)년이라는 영겁의 시간에 걸쳐 매우 느린 속도로 양자 터널링으로 인한 수축을 거치며 블랙홀이 된다.
- 호킹 별(Hawking Star) - 원시 블랙홀이 일반 항성과 병합된 별로, 생성 초기에는 중심부의 블랙홀이 빨아들이는 물질의 양이 제한적(초당 수백 톤)이기에 일반 주계열성처럼 핵융합으로 빛나지만, 후기 진화단계에서는 블랙홀로 물질이 빨려들어가며 발생하는 에너지가 증가함에 따라 결국 핵융합이 멈추고 블랙홀에서 발생하는 에너지만으로 유지되게 된다. 이러한 별들은 정상적인 주계열성 혹은 준거성과 구분하기 힘들지만 내부 에너지 생성량 일부 또는 전체를 블랙홀에 의존하므로 중성미자 발생량이 적으며, 항성의 성진(Starquake) 파형이 다르므로 이를 통해 구분할 수 있다. 쿼시 별과 마찬가지로 내부 블랙홀이 항성 전체를 삼키면 수명이 끝나게 된다. 만일 이들의 존재가 가능하다면 일반적인 항성 블랙홀보다 가벼운 블랙홀(태양질량 5배 미만)이 생성될 가능성 또한 있게 된다.
4.5. 기타
항성 역시 행성처럼 자전한다. 그 속도는 항성의 종류에 따라 편차가 매우 심한데, 불과 10시간 정도에 한 바퀴 씽씽 도는 경우도 있고, 태양처럼 1회 자전에 한 달 가까이 걸리는 느린 경우도 있다. 이처럼 속도 차이가 나는 정확한 원인은 밝혀지지 않았다. 다만 처음 태어났을 때 빠르게 자전하는 항성이 자기장과의 마찰 때문에 느려지기는 하는 모양. 아케르나르나 알타이르 같은 경우 너무 빨리 돌아 원반마냥 납작하게 부풀어 오른 모양을 하고 있다.천문학자들의 연구에 따르면 인류는 별이 태어나는 거의 마지막 시대를 살고 있다고 한다. 이미 우주상에서 탄생할 수 있는 항성의 95%는 이미 탄생한 상태이며 항성 탄생이 가장 활발했던 시기는 110억년 전이고 이후로 줄어들어 현대에는 우리 은하를 기준으로 1년에 3개 정도의 새로운 별이 탄생할 정도로 극히 줄어들었다.
항성들이 밤하늘에 떠 있는 것을 인간이 특정한 모양으로 연결해서 묶은 것이 별자리이다. 별자리는 별들이 평평한 천구에 붙어있다고 생각한 고대 인류가 만든 것이기 때문에, 실제 해당 별들 사이의 거리 등 공간 배치와는 아무런 관련이 없다.
항성의 밝기는 겉보기 등급과 절대등급의 두 가지로 나뉜다. 자세한 내용은 별의 등급 문서를 참고해 보자.
항성의 최대 질량은 중원소 함량의 영향을 받는다. 항성에 함유된 중원소 함량이 높을수록 CNO 순환이 일어나기 쉬워져서 원시별이 주계열 영년에 돌입하는 시점을 앞당기는데, 주계열 영년에 돌입하면 경수소 핵융합이 진행되어 막대한 복사압을 방출해서 항성의 질량을 더 불릴 수 있는 주변 물질들을 날려버리기에 중원소 함량이 높을수록 항성의 최대 질량 한계가 줄어든다.
태양만큼의 중원소를 가진 항성은 최대 질량이 150배이다. (중원소 함량이 태양의 65%는 180배, 50%는 200배, 10%는 320배이다. 중원소 함량이 적을수록 초반에 핵융합이 시작되는 시점이 늦기 때문에 질량이 더 커질 수 있다.) 빅뱅 직후의 우주에서는 중원소가 사실상 없는 거나 마찬가지인 환경이라 태양 질량의 최대 수십만 배에 달하는 초대질량 항성의 형성이 가능했지만 빅뱅 후 138억년이 경과한 현 우주는 빅뱅 직후 시점보다 중원소가 훨씬 더 풍부해졌으므로 이런 극단적인 질량을 가진 항성이 탄생할 수 없다.
태양 정도의 중원소를 가진 별들은 CNO순환을 더 활발히 일어나고 태양의 2배의 중원소를 가진 별들은 CNO순환이 더 활발히 일어나 핵융합이 더 일찍 시작되므로 별의 크기가 작아질 수밖에 없다. 예를 들어 태양의 1.3배의 중원소를 가진 별의 최대 질량 한계선은 태양의 131배, 1.5배는 119배, 2배는 103배, 3배는 88배까지 떨어진다. 하지만 별을 생성할 수 있는 성간 물질의 밀도가 매우 높다면 약간 더 크게 성장할 수는 있다.
지금까지 발견된 별들 중 가장 큰 별인 R136a1은 초기 질량이 태양의 325배였다. 중원소 함량이 태양의 35%인 이 별은 원래로 따지면 태양의 230배가 최대 한계점이나 평시보다 무려 40%나 더 성장했다. 이는 당시 이 별이 태어날 때 성간 물질이 아주 빽빽하게 존재하여 별의 초기 복사압을 이기고 성간 물질이 떨어질 수 있었기 때문이었다. 이러한 성간물질의 밀도에 따라 오차는 있다.
다만 앞으로 우주에서는 중원소 함량이 풍부한 별들이 많이 태어나기 때문에 질량이 커다란 별이라 할지라도 극히 큰 별이 생성되는 것은 매우 드물게 된다.
항성의 이름의 경우, 고대부터 잘 알려진 별은 예전부터 불려온 고유 명칭( 베가, 시리우스 등)으로 불리는 경우가 있고, 그 외에 눈에 보이는 별들은 바이어 명명법이나 플램스티드 명명법 같은 형태의 명명법을 주로 사용한다. 눈에 보이지 않는 우리은하의 별들은 HD 목록 SAO 목록, TYC 목록 등 특정 항성목록 내에서의 코드 명칭으로 지칭하는 것이 보통이다. 변광성인 경우에는 변광성 명명법에 따른 명칭을 주로 사용한다.
항성의 고유명칭의 경우 상당히 최근까지도 정리되지 않은 상태로 관행에 의존한 명칭이 쓰였으나, 2016년부터 2018년에 걸쳐 국제천문연맹에서 기존에 활용되던 고유명칭을 정리, 확정하였다. 이러한 항성의 고유명칭들은 상당수가 아랍어에서 유래한 것들이기 때문에[24] 고유명칭들 중에는 아랍어 정관사 ال(al)이 붙는 명칭(가령 알타이르, 알데바란 등)을 흔하게 볼 수 있다.
일부 고유명칭은 라틴어나 그리스어를 어원으로 하는 경우도 있으며, 근세에 고천문학 연구 등을 통해 중국 천문학이 유럽에 소개되면서 차용된 중국어 명칭[25]이나, 기타 여러 지역 원주민 언어의 명칭을 차용한 명칭[26]이 소수 존재한다.
5. 나무위키에 등록되어 있는 항성 일람
- 고래자리 타우 - 고래자리
- 글리제 581 - 천칭자리
- 글리제 667 - 전갈자리
- 글리제 832 - 인디언자리
- 글리제 876 - 물병자리
- 데네볼라 - 사자자리
- 데네브 - 고니자리
- 레굴루스 - 사자자리
- 리겔 - 오리온자리
- 로스 154 - 궁수자리
- 로스 128
- 루이텐의 별
- 메이사 - 오리온자리
- 미라 - 고래자리
- 미라크 - 안드로메다자리
- 민타카 - 오리온자리
- 미라크 - 안드로메다자리
- 바너드 별 - 뱀주인자리
- 뱀주인자리 제타 - 뱀주인자리
- 베가(직녀성) - 거문고자리
- 베텔게우스 - 오리온자리: 적색거성의 연구를 연 천체
- 벨라트릭스 - 오리온자리
- 사이프 - 오리온자리
- 스피카 - 처녀자리
- 스티븐슨 2-18 - 방패자리 : 발견된 항성중 가장 거대한 별
- 시리우스(천랑성) - 큰개자리
- 아케르나르 - 에리다누스자리
- 아크룩스 - 남십자자리
- 아크투루스(대각성) - 목동자리
- 안타레스 - 전갈자리
- 알골 - 페르세우스자리
- 알기에바 - 사자자리
- 알닐람 - 오리온자리
- 알데라민 - 세페우스자리
- 알데바란 - 황소자리
- 알페라츠 - 안드로메다자리
- 오리온자리 세타1 - 오리온자리(트라페지움/사다리꼴 성단)
- 오리온자리 세타2 - 오리온자리
- 사달멜리크 - 물병자리
- 알코르(사조성) - 큰곰자리
- 알타이르(견우성) - 독수리자리
- 센타우루스자리 알파 - 센타우루스자리
- 에리다누스자리 엡실론 - 에리다누스자리
- 에리다누스자리 82
- 이카로스 - 사자자리 : 단일 항성계로는 두번째로 먼 거리에서 관측된 별
- 울프 359 - 사자자리
- 이자르 - 목동자리
- 전갈자리 파이 - 전갈자리
- 카노푸스(노인성) - 용골자리
- 카스토르 - 쌍둥이자리
- 카펠라 - 마차부자리
- 케플러 452 - 백조자리
- 큰개자리 VY - 큰개자리
- 태양
- 포말하우트 - 남쪽물고기자리
- 폴라리스(북극성) - 작은곰자리
- 폴룩스 - 쌍둥이자리
- 프로키온 - 작은개자리
- 프록시마 - 센타우루스자리: 태양계에서 가장 가까운 별
- 하다르 - 센타우루스자리
- 하트샤 - 오리온자리
- 화가자리 베타 - 화가자리
- GJ 1132
- GJ 3483 - 날치자리
- HD 14369
- HD 162826 - 헤르쿨레스자리
- HD 164595
- HD 189733 - 작은여우자리
- HD 219134 - 카시오페이아자리
- HIP11915 - 고래자리
- HR 8799 - 페가수스자리
- PSR B1257+12 - 처녀자리
- R136a1 - 황새치자리: 발견된 두번째로 무거운 별
- R136a2 - 황새치자리
- R136a3 - 황새치자리
- R136a7 - 황새치자리
- TRAPPIST-1 - 물병자리
- UY Scuti - 방패자리
- VV 시퍼이 A - 세페우스자리
- WHL0137-LS - 고래자리: 가장 먼 거리에서 관측된 별
- WOH G64 - 황새치자리
- 1SWASP J093010.78+533859.5 - 큰곰자리
- 2MASS J0523-1403: 발견된 항성중 표면온도가 가장 차가운 별
6. 관련 문서
[1]
쿠르츠게작트의 영상.
[2]
Fixed Star라는 용어도 있지만 현재는 거의 사용되지 않는
사어이다. 붙박이별과 어원이 같다.
[3]
다만,
헬륨 백색왜성이 어떠한 이유로 태양 질량의 0.5배를 넘게 되면
헬륨 별이라는 항성으로 바뀌게 된다.
[4]
당연히 크기도 작고 스스로 빛을 내지도 않는
행성은 밤하늘에 보이지 않는다.
[5]
펄사의 경우 구성 물질의 상태방정식이 알려져 있지 않기 때문에 내부 구조가 불분명하다.
[6]
이러려면 온도가 적당히 낮든가 온도가 높더라도 중력이 그 이상으로 강해 플라즈마가 빽빽해져야 한다.
[7]
단, 항성은 단단한 표면이 따로 없는 유체 덩어리이기 때문에 항성의 표면 경계를 정하는 방법은 상황에 따라 여러 가지로, 앞서 언급된 광학적 깊이 2/3는 항성 전체의 유효온도와 별을 구성하는 플라즈마의 온도가 같아지는 층의 위치에 해당한다. 눈에 표면으로 보이는 층의 위치는 광학적 두께가 1이 되는 층으로, 이곳을 경계로 삼거나 혹은 필요에 따라 적절히 임의로 정의하는 경우도 있다.
[8]
물론 항성의 질량에 따라 에너지를 전달하는 메커니즘이 달라 이 차이는 더욱 벌어진다. 적색왜성의 경우 내부 전체에서 대류가 활발히 일어나 자기 몸체 전체를 연료로 써먹을 수 있어 계산치보다 훨씬 오래살 수 있다. 반면 다른 주계열성의 경우 중심핵 근처에 있는 질량의 10분의 1 정도만 연료로 사용한다.
[9]
항성의 최저선인
적색왜성과 준항성천체인
갈색왜성의 경계가 명확하지 않은 이유다.
[10]
예컨대 지구표면상의 1기압의 대기 1cm3 속에는 10의 19승 = 1천만×1조 개의 공기 분자가 있다. 지구표면으로부터 500km 떨어진 외기권에서의 밀도가 1cm3당 입자 백만개 정도이고, 지구 인력권의 영향을 완전히 벗어난 태양계 내 행성간 공간의 밀도는 대략 1cm3당 입자 100개 수준이다. 참고로, 인류가 지구상에서 인공적으로 만든 어떠한 진공 챔버도 분자구름의 밀도만큼 낮아지지조차 못했다.
[11]
중력원을 중심으로 형성되는 가스 원반.
[12]
해당 강착원반은 원시행성 원반으로도 불리며 이름과 같이 다음 진화 단계인 전주계열성부터는 행성이 형성되기 시작한다.
[13]
분자운을 구성하는 먼지들이 원시별에서 나오는 빛을 흡수해 더 긴 파장으로 다시 방출하는 것이 반복되기 때문이다.
[14]
또는 '영년 주계열'로도 번역한다. 영어로는 Zero Age Main Sequence라고 하고,
두문자어인 ZAMS로도 흔히 불린다.
[15]
적색왜성을 제외한 다른 주계열성들은 대류층이 한정되어 있어서 자기 질량의 10% 정도만을 핵융합 연료로 쓸 수 있으나, 적색왜성이 주계열성에서 이탈하는 단계가 되면 질량의 99.8%를 헬륨이 차지할 것으로 예상한다.
[16]
태양의 100배 정도되는 별의 경우 중원소 함량이 태양의 1.5배인 경우 중심부 온도는 5000만K인 반면, 중원소 함량이 태양의 1천분의 1인 경우 중심부 온도는 7000만K이나 되기 때문이다.
[17]
참고로 태양 질량의 2.5배의 중원소를 가지고 있어도 태양 질량의 103배가 넘어야 블랙홀을 형성하고 3배의 경우는 태양 질량의 150배에서 블랙홀을 형성하는데 중원소 함량이 높아질수록 항성의 최대 질량 상한선도 낮아지므로 중원소가 태양의 3배까지가 거의 블랙홀이 될 수 있는 항성의 한계가 된다. 다만 성간물질이 많은 성운에서 항성의 최대 질량선 한계보다 대략 1.5배 이상 질량을 더 키운 별이 태어나기도 하므로 실질적 한계치는 태양 중원소의 4배로 잡는다.
[18]
초신성에서 합성될 수 있는 원소의 상한선은 원자량 270 ~ 280정도로 추정된다. 이 범위에는 자발적 핵분열을 하는 동위 원소들이 흔하기 때문. 그러나 낮은 확률이지만 이 장벽을 넘어
안정성의 섬(원자량 290 ~ 310)까지 도달할 가능성이 있을 수 있다.
[19]
우주 탄생으로부터 40억 년 정도가 경과한 시점에 존재한 것으로 추정된다.
[20]
VY Canis Majoris. 한때 태양의 1,900배 크기로 가장 큰 별로 알려졌으나, 재측정 결과 태양의 1,420배로 정정되었던 때가 있었지만. 최신 기준으로는 2069배로 2번째로 큰 별이다
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퀘이사나 블랙홀 등은 제외.
[22]
우리 은하의 위성 은하인
대마젤란 은하에 위치한다.
[23]
헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반성에 의해 질량을 잃는 방식으로 형성된다. 정상적인 항성 진화로 헬륨 백색왜성이 만들어지려면 태양 질량 0.5배 미만의 별이 수명을 다해야 하는데, 이런 별은 적색왜성이라서 수명이 짧으면 800억년, 길면 17조 5천억년에 달하기 때문에 겨우 138억년에 불과한 현 우주의 나이로는 생성될 수 없다.
[24]
중세 유럽인들이 이슬람권을 통해 천문학 지식을 많이 수용하였던 역사와 관련이 있다.
[25]
황소자리 제타의 고유명칭인 Tianguan(天關) 등. 이 명칭의 경우
게 성운에 대해 기록한 중국 문헌을 유럽에 소개하면서 전해진 것으로 짐작된다. 과거에는
웨이드-자일스 표기법에 따른 표기인 Tien Kuan이나 그 변형인 Tien Kwan으로 흔히 표기되었으며, 오늘날 국제천문연맹에서는 중국 전통 별자리에 따른 별 이름을 나타낼 때는
한어병음을 사용할 것을 권고하기 때문에 Tianguan으로 표기한다.
[26]
남십자자리 엡실론의 고유 명칭인 기난(Ginan,
오스트레일리아 원주민 언어에서 차용) 등.