항성

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주계열성
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(M)

준왜성 (VI)

항성의 탄생 과정

원시별

전주계열성

잔해

밀집성

블랙홀

중성자별
(펄서 / 마그네타)

백색왜성 (D)

흑색왜성

청색왜성

초신성성운

초신성

초신성 잔해

행성상 성운

갈색왜성 / 준갈색왜성*

(L)형

(T)형

(Y)형

기타

볼프-레이에 별(W)

특이별

탄소별 (C)

지르코늄 별 (S)

괄호 안의 로마자 기호는 분광형*: 항성이 아님


1. 개요2. 별의 구조
2.1. 중심핵2.2. 대류2.3. 복사2.4. 광구2.5. 대기층2.6. 주연감광
3. 질량에 따른 항성의 구조4. 별의 일생
4.1. 탄생4.2. 주계열성
4.2.1. 적색왜성4.2.2. 태양 질량의 0.45배 이상
4.3. 적색거성
4.3.1. 태양 질량의 0.45~13배
4.4. 적색 초거성4.5. 청색 초거성4.6. 황색 초거성4.7. 볼프–레이에별4.8. 청색 낙오성4.9. 기타4.10. 별의 최후4.11. 쌍성의 진화
5. 기타
5.1. 1세대 항성 추적5.2. 종족 3 항성들의 핵융합5.3. 거대한 항성5.4. 기타
6. 나무위키에 등록되어 있는 항성 일람7. 관련 문서

1. 개요[편집]

恒星. 스스로 을 내는 . 순 우리말로는 '붙박이별'[1]이라고 한다. 대표적인 것이 태양. 그러나 인류가 태양도 수많은 항성 중에 하나임을 알게 된 것은 불과 몇 백 년 되지 않는다. 참고로 태양은 항성 중에서도 질량과 밝기에서 상위 1%에 속하는 G2 분광형 항성에 속한다.

항성이 빛을 내는 것은 수소와 헬륨 등의 가벼운 원소들이 핵융합 반응을 일으켜 에너지를 생성하기 때문이다. 원리상으로 따지면 지속적으로 폭발하는 초대형 수소폭탄과 마찬가지인 셈.

2. 별의 구조[편집]

2.1. 중심핵[편집]

핵융합은 중심핵의 주변에서 일어나고, 이로 인해 발생한 무거운 원소는 중심핵 쪽으로 가라앉는다.

2.2. 대류[편집]

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.

2.3. 복사[편집]

항성 내부의 핵융합 에너지가 복사의 형태로 이동하는 층. 복사층을 통과하는 에너지는 다른 입자와 부딪쳐 산란되거나, 매우 짧은 거리만 이동하고 입자에 흡수되었다가 다시 방출되기를 반복한다. 이러한 과정에서 에너지는 점차 파장이 긴 쪽으로 쏠리게 된다.

2.4. 광구[편집]

항성의 대기층에서 투명해지는 부분, 즉 입자의 밀도가 낮아져서 광학적 깊이가 1이 되는 부분을 '광구'라고 한다. 항성은 가스로 이루어져 있기에 단단한 표면이 존재하지 않는다. 항성의 중심 쪽으로 가까워지다 보면 가스의 밀도 때문에 더 이상 광자에 대해서 투명하지 않은 부분이 시작되는 곳이 있으며 이 위치를 항성의 '표면'으로 정의하고 빛으로 이루어진 구체라는 뜻으로 '광구(光球)'라는 이름을 붙였다. 광구의 온도가 바로 항성의 표면 온도이다.

2.5. 대기층[편집]

광구 바깥쪽으로 항성의 대기층이 펼쳐진다. 태양의 대기층은 채층코로나로 이루어지며 플레어홍염이 관찰된다.

2.6. 주연감광[편집]

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. 질량에 따른 항성의 구조[편집]

  • 0.1 태양질량 정도의 별: 중심핵 - 대류층 - 광구. 복사층을 형성하지 않는다.

  • 태양질량 정도의 별: 중심핵 - 복사층 - 대류층 - 광구.

  • 1.5 태양질량 정도의 별: 중심핵 - 복사층 - 광구. 대류층을 형성하지 않는다.

  • 2 태양질량 이상의 별: 중심핵 - 대류층 - 복사층 - 광구.

4. 별의 일생[편집]

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[2]. 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 0.075배의 최소의 작은 적색왜성은 수명은 중원소 함유량에 따라 최소 13조 년에서 최대 17.5조 년까지 살 수 있다.(중원소 함유량도 별의 수명에 크게 영향을 준다.) 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.

수명뿐만 아니라 별의 진화 루트도 질량에 따라 천차만별로 달라진다. 질량이 클수록 합성할 수 있는 원소의 범위가 늘어나기 때문에 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 루트를 가질 항성을 구분하는 조건이 되는 질량은 항성 모델에 따라 달라지기 때문에 아래에 나온 값은 대략적인 값으로 이해하면 좋다.

4.1. 탄생[편집]

항성의 탄생은 거대분자구름 내부에서 시작된다. 거대분자구름의 밀도는 1cm3당 분자 수십만~수백만 개가 빽빽이 들어차 있으며, 이는 일반적인 우주 물질 밀도의 수백만~ 수천만 배에 달한다.[3] 거대분자구름의 지름은 50에서 300광년에 이르며 태양 질량의 10만~1000만 배에 달하는 물질이 뭉쳐 있다. 거대분자구름이 서로 충돌하거나 은하계의 팔 부분을 지나가면서 주변 중력원의 교란을 받거나 하면 구름 내부에서 중력 붕괴가 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[4]을 이룬다. 강착 원반은 소용돌이치며 중력 중심을 향해 낙하하고, 중력 중심의 극지방에서는 양 방향으로 가늘고 긴 제트를 방출한다. 이 형태를 원시 별, 혹은 아기 별이라고 부른다. 항성이 막 탄생하는 순간이다. 보통 아기 별들은 분자구름 속에 깊숙이 감추어져 있어서 가시광선 영역으로는 관측이 어렵다.
파일:external/www.spitzer.caltech.edu/sig10-012_Sm.jpg
아기 별의 모습. 강착 원반과 제트를 관찰할 수 있다.

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 주변의 분자 구름이 흩어지고 강착 원반이 사라지는 전주계열성 단계를 거친다. 전주계열성은 서서히 수축하면서 중력 에너지를 발산하며, 중심핵은 점점 압축되어 온도가 올라간다. 이 온도가 수소 핵융합이 가능한 온도까지 올라가면 중심핵에서는 마침내 위치에너지가 아닌 핵융합 에너지를 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. 새로 태어난 별이 주계열성 단계로 진입한 것이다. 주계열 단계로 막 진입했을 때를 '주계열 영년'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 것도 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. 또한 아기 별이 함유한 중원소 함량이 낮을수록 에딩턴 한계도 올라간다.

4.1.1. 갈색왜성[편집]

초기질량이 태양의 0.075배 이하(목성 질량의 80배 이하)인 별들은 자체적으로 일반 항성의 수소핵융합을 일으킬 만한 압력과 온도가 만들어지지 않아 거의 빛을 내지 못하는 갈색왜성이 된다. 보통 갈색왜성들은 중수소와 헬륨-3와의 반응을 일으키는데 보통 중수소 핵반응이라고 한다. 질량이 목성의 25배를 넘고 붕소와 양성자 반응을 40배를 넘으면 DD반응인 중수소와 중수소와의 반응을 일으킬 수 있고 목성 질량의 65배를 넘으면 리튬과 양성자 반응을 일으킬 수 있다. 질량이 목성의 70배를 넘으면 헬륨-3와 헬륨-3와의 반응을 일으킬 수 있다.

하지만 양성자 양성자 연쇄 반응을 일으킬 수 없으므로 진정한 핵융합은 불가능하다. 위의 중수소와 헬륨-3, 리튬, 붕소 등은 별 내부에 극소량만이 존재하기 때문에 내부에 이들 연료가 줄어들면서 갈색왜성은 서서히 식어간다.

4.2. 주계열성[편집]

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.

4.2.1. 적색왜성[편집]

초기질량이 태양의 0.075~0.45배인 별들은 적색왜성이 된다. 적색왜성은 주계열성의 일종으로 핵융합이 가능하지만 그 양이 너무 적기 때문에 온도가 낮아 붉은 색을 띠며 밝기는 태양보다 수만 배 이상 어둡다. 이 때문에 망원경으로도 관측하기 힘들지만 우주에서 가장 숫자가 많은 별이기도 하다. 태양 주변의 가까운 별들을 조사해 보면 80% 이상이 적색왜성이며, 그중에는 태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리도 있다. 우리 은하계에서 항성들 중 적색왜성의 비율은 90% 이상이다.

질량이 작은 별들은 복사층을 형성하지 않아서 별 전체에서 대류가 일어난다. 이로 인해 핵융합의 재인 헬륨이 중심핵에 쌓이지 않기 때문에 별 전체의 수소를 알뜰하게 태우게 되며, 적은 에너지 소비량과 맞물려 수명이 매우 길어진다.

앞에서 말했듯이 적색왜성은 수명이 현재 우주의 나이보다 월등히 길기 때문에 아직 죽음을 관측할 수는 없지만, 수소 연료를 모두 소비한 뒤에는 백색왜성과 비슷한 천체인 청색왜성이 될 것으로 예측되고 있다.

4.2.2. 태양 질량의 0.45배 이상[편집]

초기질량이 태양의 0.45배 이상인 별은 거성 단계를 거치게 된다.

4.3. 적색거성[편집]

Red Giant.
주계열성이 연소 가능한 수소를 모두 소진했을 때 진입하는 단계이다. 헬륨을 핵융합하여 탄소를 생성해낸다. 외피층이 부풀어올라 광구와 우주 공간을 구별하기 어렵다.

4.3.1. 태양 질량의 0.45~13배[편집]

태양 질량의 0.45~13배인 별들은 태양과 비슷한 진화 단계를 거친다. 주계열성 단계에서 수소를 모두 소진한 별은 적색거성 단계에 진입하면서부터 헬륨을 핵융합하여 탄소를 만든다. 그러나 탄소를 핵융합할 만큼 높은 온도와 압력을 가질 수 없기 때문에 더 이상의 진화를 하지 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.

4.4. 적색 초거성[편집]

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.


이 생성되기 시작하면 더 이상 핵융합으로 에너지를 생산할 수 없게 된다. 철은 가장 안정한 원자핵이며, 철 이상의 무거운 원소로 핵융합을 일으키려면 에너지를 흡수해야 하기 때문에 별 내부에서 철 이상의 무거운 원소로 향하는 핵융합 반응이 일어나지 않는다. 이로 인해 별의 중심부에는 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 더 이상 에너지원이 없기 때문에 엄청난 압력을 받게 되는데, 이 압력은 축퇴된 전자들이 파울리의 배타원리에 의해 지탱해준다. 그러나 압력이 특정 한계를 넘어서게 되면 중심핵을 지탱해주던 전자들도 "버틸 수가 없다!"를 외치며 순간적으로 양성자와 결합해 중성자가 되어버리는 현상이 발생한다. 그 결과 중심부를 지탱해주던 압력이 사라지고 별은 자체 중력에 의해 급격히 중력붕괴를 일으키는데, 여기서 생긴 충격파가 별 전체를 날려 버린다. 이것이 초신성 폭발이다.

보통 태양과 중원소 함량이 비슷한 경우 태양의 12.5배~28배 사이에서 중성자별을 남긴다. 중원소 함량이 태양의 10% 이하라면 태양 질량의 9.5~26배가 되며, 1% 이하로 준다면 25.5배까지 줄어든다. 중원소 함량이 태양의 1.15배를 넘어가면 태양 질량의 13.0~34배로 질량에서 중성자별을 남긴다.

즉 중원소 함량이 아무리 낮아도 태양 질량의 9.1배 이하가 되면 백색왜성으로 되며, 중원소 함량이 아무리 높아도 태양 질량의 13.5배 이상이 된다면 중성자별이 생성된다.

또한 태양과 비슷한 중원소 함량을 가진 별이고 태양 질량의 28배를 넘게 된다면 블랙홀로 변하게 된다. 중원소 함량이 태양의 10% 이하라면 태양 질량의 26배만 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 40.5배 이하는 블랙홀이 되지 않는다. 그렇다면 중원소 함량이 아주 낮은 별의 경우 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 하므로 중심핵과 복사층 하부 중심핵과 가까운 부위에서 핵융합이 주로 일어나므로 부푸는 정도가 작아지며 질량 방출의 정도도 줄어든다. 즉 항성의 중심부에 밀도도 높고 에너지 밀도도 높은 핵융합이 활발한 핵을 형성 할 수 있다. 즉 핵융합의 범위가 복사층 상단에는 작게 일어나는 덕분에 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%의 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 일어나므로 복사층의 부푸는 정도가 작으므로 덕분에 열이 많이 생성되어 핵반응이 더욱 활발해지는 것. (태양의 100배의 별의 경우 중원소 함량이 태양의 1.5배의 별의 중심부 온도는 5000만K인 반면, 중원소 함량이 태양의 1천분의 1의 별의 중심부 온도는 7000만K이나 되기 때문이다.) 덕분에 중원소 함량이 낮은 별이 같은 질량의 중원소 함량이 높은 별보다 표면온도도 더 뜨겁고 수명도 더 짧다. 다만 내부 핵반응의 특성상 외부 질량 방출이 낮아 블랙홀을 형성할 수 있는 핵을 만들 수 있게 되었다.

따라서 말기에 질량 방출을 덜 하여 자신의 질량을 많이 보존할 수 있다. 따라서 태양 질량의 25~40배의 중원소 함량이 함량이 낮은 별들은 초기 초신성 폭발 때에는 중성자 별을 형성하고 초신성 폭발로 많은 물질이 외부로 방출되지만, 완전히 다 못 밀어내고 물질이 일부가 남아 형성된 중성자 별에 낙하하며, 결국 질량 초과로 중성자별이 붕괴하여 블랙홀로 변하며, 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 40.5배가 넘고 중원소 함량이 태양의 83% 이하라면 초신성 폭발시 즉시 블랙홀로 붕괴된다. 이 정도 질량이라면 내부에 중성자별이 형성되었어도 버틸 수 있는 힘이 있으며, 중성자별에 물질이 낙하되고 블랙홀이 형성되야만 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.

하지만 태양 질량의 40.5배가 넘더라도 중원소 함량이 태양의 83%를 넘는다면 즉시 블랙홀이 형성되지 않고 위의 태양 질량의 25~40배의 중원소 함량이 낮은 항성의 내부에서 일어났던 것과 동일하게 일어난다. 그 이유는 중원소 함유량에 따른 항성 내부의 핵융합에 따른 변화이다.

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 질량방출이 강하게 일어나게 된다.

주계열을 마치고 내부에 헬륨핵이 형성되었을 때는 더 많은 에너지가 방출되므로 핵융합은 더 상단으로 이동하고, 또한 중심부에서 뜨거운 열기가 표면으로 전달되므로 더 많은 질량 방출이 일어나게 된다. 결국 초신성 폭발 시에는 핵이 중성자별로 붕괴될 때 남은 질량은 그 폭발힘으로 인해 모두 다 날라가게 된다. 또한 태양보다 1.1765배 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.

따라서 태양의 1.1765배 이상의 중원소 함유량을 가지고 있는 별의 경우는 태양 질량의 50배가 아니라 100배, 심지어 천 배를 넘는 질량을 가지고 있다 하더라도 중성자별을 형성하게 된다.

대신 중원소 함량이 태양의 1.1765배 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 진행에 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 형성하므로 에너지가 안정적으로 공급되어 중심핵에 가해지는 압력이 작아 평형을 이루는데 산소는 쿨롱힘이 강해 쉽게 핵반응이 일어나지 않아 밀도가 매우 높아져도 핵반응이 일어나기가 쉽지 않게 된다. 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 쌍 불안정성 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 1.14배이하의 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 불안정성 초신성 폭발 시절에 많은 질량을 날려 나타나는 현상이다. (대략 태양 질량의 4배에 해당되는 블랙홀을 남긴다.)

역시 이 질량대의 별이라도 태양 중원소 함량의 1.14배가 넘어가면 블랙홀이 아닌 중성자별을 남긴다. (핵융합의 활발성으로 인해 수치가 점차 내려가 블랙홀을 남길 수 있는 기준치가 질량이 커지는데도 오히려 내려가는데 태양 질량의 50배인 별의 경우 태양 중원소 함량이 1.16배 이하로 내려가고, 태양 질량의 70배가 넘으면 태양 중원소 함량의 1.14배로 내려가게 된다. 이후에는 별로 차이가 나지 않는데 쌍 불안정성 초신성 폭발로 인한 질량 방출로 인해 질량이 큰 별이라 해도 별 차이가 나지 않아지기 때문이다. 태양 질량의 105배에서 최저치를 기록한 후 아주아주 서서히 올라가 태양 질량의 130배까지 올라가야만 태양 중원소 함량의 1.17배까지 회복한다.)

태양의 125배가 넘게 되면 중심핵에서 헬륨이 핵반응을 활발히 하여 산소가 형성되는 비율이 극히 높아지는데 탄소 핵반응이 끝날 때쯤 산소 중심핵에 가해지는 압력이 엄청나게 된다.

중원소가 작은 별이기 때문에 질량 보존도 잘 되어 있고 내부의 중심핵에 산소도 조밀하게 잘 모여 있기 때문에 압력이 일정 범위를 초과하게 된다. 따라서 산소 중심핵이 핵반응을 폭발적으로 하게 되는데 핵반응으로 인해 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 별전체가 핵반응의 아수라장이 되어 버린다. 결국 별이 못 버티고 별 전체가 폭발하게 된다. 마치 하나의 커다란 별이 쌍으로 형성되는 듯한 폭발을 일으켜 쌍 불안정성 초신성 폭발이라 하는데 이 엄청난 폭발로 별 내부는 아무것도 남지 않게 된다.

하지만 쌍 불안정 초신성 폭발은 중원소 함량이 0.541%이하, 즉 태양의 32% 이하의 별들에서 나타나는 현상이다. 중원소 함량이 0.541%를 넘으면 위에서도 어느 정도 CNO순환이 일어나 별의 질량이 중심핵에 가하는 압력이 어느 정도 상쇄되기 때문에 별 전체를 날려버릴 만큼의 폭발이 일어나지는 않는다. (태양 중원소 함량의 10만분의 1은 태양 질량의 117.1배, 0.01%는 117.6배, 0.1%이하는 118.2배, 1%는 118.8배를 유지하지만 이후 중원소 함량의 증대에 따른 효과로 5%의 별에서는 태양 질량의 120.6배, 10%는 124.5배,15%는 128.6배, 20%는 132.8배, 25%는 138배, 32%는 154.7배이다. 참고로 중원소 제로부터 태양 중원소 함량의 100만분의 1이하의 종족 III 항성들은 태양 질량의 116.4배까지 줄어든다.)

대신 태양 중원소 함량의 32% 이상의 별들에서는 복사층 하부에서 일어나는 CNO순환이 핵에 가하는 압력을 어느 정도 상쇄시켜주므로 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어나지만 별전체가 폭발하는 핵반응은 일어나지 않는다. 따라서 이러한 별은 계속 핵반응을 하여 일생을 이어나가다가 중심핵에서 철이 많이 쌓이게 되어 초신성 폭발 후 결국 블랙홀로 붕괴된다. 하지만 전에 쌍불안정성 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 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어나더라도 별이 버틸 수 있는 질량이 있으므로 블랙홀을 남기게 된다. (태양 중원소 함량의 1% 이하는 260배, 20%는 275배, 32%는 290배이다.)

중원소 함량이 태양의 32%의 별은 산소 핵반응의 폭발적인 반응과 위에서 일어나는 CNO 순환의 힘이 플러스 되어 290배의 질량에서도 아무것도 안 남기는 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.) 하지만 태양 질량의 290배가 넘는 별는 블랙홀을 남기게 된다. (역시 중원소가 매우 풍부하면 위의 설명처럼 중성자별을 남긴다.)

쌍불안정성 초신성 폭발로 인해 태양 질량의 60~120배에서 태양 중원소의 1.14배만 되도 중성자별을 남기던 별들은 이후 서서히 올라가 태양 중원소의 1.17배가 넘으면 태양 질량의 285배에서 중성자별을 남기고 태양의 중원소 함량의 1.1765배에 태양의 13.5배 이상의 질량을 가졌다면, 질량에 상관없이 무조건 중성자별을 남긴다. 태양 중원소 함량의 1.1765배 즉 항성이 이 수치의 중원소의 양을 넘으면 태양질량의 천 배가 넘어도 중성자별이 된다. 하지만 밑에서 설명하겠지만 중원소 함량이 높은 별은 일정 질량 쌓이면 핵융합이 일어나므로 별이 커지기 쉽지 않다. 태양만큼의 중원소를 가진 별의 경우 별의 상한 질량치가 태양 질량의 150배가 한계이다.

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 하였기 때문에 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, 페르뮴까지 뿌렸겠지만, 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 태어났기 때문에 덕분에 우주 성간 가스내에 중원소들은 골고루 퍼졌으며, 우주 전체적으로 중원소가 고루 섞여 있는 역할을 하게 된 아주 중요한 요소들이었다.

4.5. 청색 초거성[편집]

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.

4.6. 황색 초거성[편집]

  • 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 시간만을 보내기 때문에 아주 희귀하며 관찰하기 어렵다.

4.7. 볼프–레이에별[편집]

  • 프랑스어: Etoile Wolf-Rayet

  • 영어: Wolf-Rayet Star

영어식 발음은 '울프 레이에 별'이다. 1867년에 프랑스의 천문학자 샤를 볼프(Charles Wolf)와 조르주 레이에(George Rayet)가 발견하여 이런 이름이 붙었다.

청색 초거성이 진화한 단계로, 수소가 풍부한 외피층까지 몽땅 날려버리고도 계속 항성풍으로 막대한 질량을 내뿜고 있는 별을 말한다. 표면 온도는 매우 뜨거워서 30000K~20만K에 이르며 복사 광도는 태양의 수만~수백만 배에 이른다. 하지만 대부분의 복사 에너지를 자외선X선 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.

4.8. 청색 낙오성[편집]

Blue Straggler
산개 성단이나 구상 성단에서 나타나는 뜨겁고 밝으면서 무거운 별을 뜻한다. 청색 낙오성은 100억 살 이상으로 나이가 많지만 젊은 별처럼 뜨겁고 푸르게 타오른다. 이들이 생성되는 이유는 명확하게 밝혀지지 않고 있으나, 가장 유력한 이론은 쌍성계를 이루고 있던 별 두 개가 퓨전하여 회춘한 존재라는 것이다. 두 별이 합쳐지면 같은 나이대와 비슷한 질량의 다른 별에 비하여 온도가 높아지고 다시 활발히 타오르게 된다.별도 회춘을 하는구나

4.9. 기타[편집]

  • 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 청색변광성(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 매위 희귀한 항성이여서 일반 변광성 목록(GCVS)에는 단 20개만이등록되있지만 그마저도 상당수는 밝은 청색변광성이 아닐것으로 예상된다

  • 좀비별

4.10. 별의 최후[편집]

4.11. 쌍성의 진화[편집]

파일:external/www.kagayastudio.com/s3310_holes.jpg
동반성의 물질을 흡입하는 블랙홀 상상도. 일본의 일러스트레이터 카가야 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 중성자별이나 블랙홀이라면 동반성의 물질은 탈출할 수 없다. 주성이 블랙홀이라면 강착 원반은 광속에 가까울 정도까지 가속되고 온도는 수백만K에 이르게 되며 X선을 발산한다. 백조자리 X-1은 이렇게 발견된 최초의 블랙홀 후보이다.

5. 기타[편집]

5.1. 1세대 항성 추적[편집]

항성이란 것이 결국 수명에 한계가 있다보니, 수명이 다 할 즈음에는 많은 양의 원소들을 방출(폭발)해내는데, 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(만약 그렇게 된다면 우주는 수소와 헬륨만으로 가득차게 될 것이다. 간혹 소수의 약간 그 이상의 원자량을 가진 원소(리튬, 베릴륨, 붕소 등)를 볼 수도 있긴 하지만 지금 우리가 존재하고 있는 건, 그러니까 생명이란 것이 존재할 수 있는 건 항성 덕이라고 생각해야 할 것이다.) 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.

5.2. 종족 3 항성들의 핵융합[편집]

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 700배에 온도가 1억 4천만 K까지 늘게 되면 헬륨이 핵반응하여 어느 정도의 양인 탄소 중원소가 형성되어 별 내부의 중원소 함량이 태양 중원소 함량의 100만분의 1이 넘어가면 충분히 CNO순환을 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.

5.3. 거대한 항성[편집]

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[5]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 1806 내에 있는 별들 중 하나인 LBV 1806-20으로 이 별의 질량은 비공식적으로 태양의 150배에 근접한다. 다만 이러한 별들은 지름이 태양의 20배밖에 되지 않는다. 질량이 큰 별들은 강한 핵융합으로 인해 표면온도가 뜨거워 항성풍으로 다 날려버리기 때문에 말기에는 울프 레이에별과 같은 형태가 된다.

이러한 관점에서 볼 때, 현재까지 관측된 가장 거대한 항성은[6] 태양으로부터 16만 5000광년 떨어진[7] 황새치자리 R136a1 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 265배, 밝기는 태양의 870만 배에 달한다. 단 위에서 설명했듯이 크기 자체는 태양의 35배 정도에 불과(?)하다.(이 별도 울프 레이에별) 나이는 대략 100만 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. 이 항성을 중심으로 지구가 공전한다고 가정할 경우, 지구가 현재와 유사한 온도를 유지하기 위해서는 무려 3,000AU만큼 떨어져 있어야 한다고. 관련영상(영어)

어느 기준에서가 됐든 이렇게 가장 거대한 항성들이 있는 반면 가장 작은 항성또한 유명한데,현재까지 발견된 가장 작은 항성은 용골자리에 있는 3200광년 떨어진 OGLE-TR-122b라는 적색왜성인데,크기가 불과 목성의 1.2배에 그친다.질량은 목성의 100배 가까이 되는데 이는 태양의 9%밖에 안되는 수치다.

5.4. 기타[편집]

항성 역시 행성처럼 스스로 돈다. 다만 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.

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.

블랙잭에 언뜻 눈에 띄지 않지만 대단한 능력을 가진 사람을 6등성에 비유하는 에피소드가 있었다.

항성에서는 최대 질량이 정해져 있다. 이는 항성이 질량이 어느 정도 뭉쳐지면 복사압이 강해져 성장이 저해되기 때문. 또한 내부의 핵융합으로 인해 발생되는 에너지는 복사압을 더 강하게 하여 성장을 멈추게 되는 작용을 한다.

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.) 과거 항성 종족3의 별은 평균 태양의 180배였으며, 아주 거대한 태양의 400~700배나 되는 별도 탄생되었다.

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.

6. 나무위키에 등록되어 있는 항성 일람[편집]

7. 관련 문서[편집]

[1] 태양을 제외한 항성은 지구에서 아주 멀리 떨어져 있어 천구 상에서 거의 움직이지 않기 때문에 붙은 이름이다.[2] 물론 항성의 질량에 따라 에너지 전달 메커니즘이 달라 이 차이는 더욱 벌어진다. 적색왜성의 경우 항성의 몸체 전체에서 대류가 활발히 일어나 항성의 몸체 전체를 연료로 써먹을 수 있어 계산치보다 훨씬 오래살 수 있다. 반면 다른 주계열성의 경우 핵심부에 있는 질량의 10분의 1 정도만 연료로 사용한다[3] 지구 기준으론 별거 아니라고 생각될 수 있지만, 우주는 생각보다 더 텅비어있어서, 우주 평균 밀도는 보통 1세제곱미터당 수소원자 1개가 고작이다. 앞서 말한 밀도가 1세제곱센티미터이므로 1백만분의 1크기 정육면체에 저만한 분자량이 들어있는 것이다. 게다가 이 수치는 천체를 포함한 우주 전체 질량을 기준으로 했기 때문에 실제로는 훨씬 더 고밀도이다. 또한 인류가 지구상에서 인공적으로 만든 어떠한 진공실도 분자구름의 밀도만큼 낮아지지는 못했다.[4] 중력원을 중심으로 형성되는 가스 원반.[5] VY Canis Majoris. 한때 태양의 1,900배 크기로 가장 큰 별로 알려졌으나, 재측정 결과 태양의 1,420배로 정정되면서 태양의 1,650배 크기의 NML Cygni가 가장 큰 별이 되었다. 그래도 10손가락 안에 드는 큰 별이다.[6] 퀘이사나 블랙홀 등은 제외.[7] 우리 은하의 위성 은하인 대마젤란 은하에 위치한다.