항성은 무엇인가?
항성
항성(恒星, ) 또는 붙박이별</b>은 막대한 양의 플라스마(전리된 기체)가 중력으로 뭉쳐서 밝게 빛나는 구(球)형 천체이다. 통상적으로 별(star)이라 한다. 지구에서 가장 가까운 항성은 태양으로 지구상의 에너지 대부분을 공급한다. 지구에서는 다른 별을 밤하늘에서 볼 수 있는데 낮에는 태양 빛에 가려 보이지 않는다. 항성은 그 중심부에서 일어나는 핵융합 반응으로 풀려나는 에너지가 내부를 통과하여 방출되면서 빛을 내게 된다. 우주에서 수소와 헬륨보다 무거운 물질 대부분은 항성의 내부에서 만들어졌다.
질량이 작은 항성 목록
아래 목록의 별들은 갈색 왜성 및 적색 왜성이다. 갈색 왜성의 이름칸 배경색은 갈색이며, 적색 왜성의 경우 배경색이 붉은색이다. 단, 어두운 붉은색의 경우 적색 왜성 중 온도가 낮은 경우이며 밝은 붉은색은 온도가 높은 적색왜성이다.(실제로 이렇게 사람의 눈에 보이는 것은 아니며 이해를 돕기 위해 색상 구별을 한 것일 뿐이다.) 행성
행성의 정의는 시대에 따라 계속 변해 왔다. 천문학이 발전하고, 특히 지동설이 받아들여지면서 태양과 달은 태양계의 행성에서 제외되었고 (그 이후에도 일요일과 월요일은 계속 있다), 그 이후인 20세기에는 태양계에 훨씬 다양한 천체가 존재한다는 것이 밝혀지면서 행성의 확실한 정의에 논란이 있었다. 2006년 국제천문연맹은 총회에서 행성을 “별 주위를 돌고, 구형을 유지할 만한 크기와 중력을 가졌지만, 위성이 아닌 천체”라는 새로운 정의를 초안으로 내세웠다. 이 초안에 따르면, 명왕성이 행성으로 유지되고, 케레스, 카론, 에리스(당시 이름은 “2003 UB”)가 태양계의 행성에 추가되어, 총 12개의 행성이 될 예정이었다. 그러나 많은 반발이 잇따랐으며, 8월 24일 태양계 안에 있는 천체에 국한하여 행성을 다음과 같이 정의하였다. 항성
안정된 별의 내부는 유체 정역학적 평형 상태에 있다. 유체 정역학적 평형이란 항성 내부의 압력 기울기에 따라 중력과 복사압이 서로 평형을 이룬 상태를 말한다. 압력 기울기는 중심부에 비해 바깥쪽으로 갈수록 온도가 낮아지는 '플라즈마의 온도 기울기'에 따라 생겨난다. 주계열성이나 거성 중심부의 온도는 최소 1천만 켈빈이다. 주계열성 중심핵에서 수소를 태워서 생기는 온도 및 압력 때문에 항성은 핵융합 작용이 일어날 수 있는 환경을 확보하며 동시에 자체 중력을 버티며 붕괴하지 않고 형태를 유지할 수 있게 된다.[107][108] 항성
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. 산개성단
산개성단내의 항성들은 모두 지구에서부터 대략적으로 비슷한 거리에 있다. 또한 이들은 비슷한 시기에, 유사한 물질로 만들어졌기 때문에 구성 항성들 사이의 차이점인 눈에 띄는 밝기는 질량에 의해 기인한 것이다. 항성들을 서로서로 비교해보면 다양한 매개변수들을 정할 수 있기 때문에 산개성단은 항성진화를 연구하기에 매우 유용하다. 남극성
남극성(南極星)은 이론적으로 천구(天球)의 남극에 존재하는 항성이다. 북극성과 마찬가지로 지구의 세차 때문에 남극성이라고 불리는 별은 계속 바뀌게 된다. 현재 천구의 남극에 가장 가까운 항성인 팔분의자리 시그마별은 겉보기 등급이 5.45여서 눈에 잘 띄지 않는다. 항성
한 항성의 밝기는 겉보기 등급을 측정해서 값을 구한다. 겉보기 등급은 항성의 밝기, 지구에서의 거리, 지구 대기의 영향 등에 따라 결정된다. 절대 등급은 모든 별을 지구에서 32.6광년(10파섹) 떨어진 곳에 세워 놓았다고 가정했을 때의 밝기로 별 자체의 광도와 관련이 깊다. 항성
태양에 대한 항성의 움직임을 통해 항성의 나이 및 탄생 장소, 가까운 은하의 구조 및 진화에 대한 지식을 얻을 수 있다. 산개성단
산개성단과 구상성단이 꽤 다른 두 집단이긴 하지만, 항성들이 듬성듬성 존재하는 구상성단과 항성들이 빽빽이 모여 있는 산개성단사이의 모양 차는 거의 없다. 몇몇 과학자들은 두 종류의 성단이 유사한 기본 방식에 의해 형성되었다고 한다. 구상성단의 경우 우리 은하에서 더 이상 지배적인 역할을 하지 못하는 수천 수백 개의 항성들이 빽빽이 모여 있는 상태라는 것이 차이점이다. 핵 (행성)
핵은 고체 혹은 액체 층으로 구성된 것으로 추정되며,
여기서 화성과 금성의 핵은 내부에서 발생하는 자기장이 없는 것으로 볼 때 완전히 고체로 이루어져 있는 것으로 추정된다.
태양계에서, 핵의 크기는 행성 반지름의 20% (달)에서 75% (수성) 까지의 범위를 갖는다. 항성분류
O형 항성들은 극도로 뜨겁고 극도로 밝다. 항성의 색은 푸른 빛을 띤다. 사실 O형 항성은 가시광선보다는 자외선 영역에서 대부분의 복사 에너지를 발산한다. 이들은 모든 주계열성 중에서 가장 그 수가 적어서, 대략 2천만 개의 주계열성 중 1개가 이 O형이다. 이들의 광도는 보통 태양의 수만 배 이상이다. 이 항성들의 스펙트럼에서는 헬륨II선, 뚜렷한 이온화원소(규소IV, 산소III, 질소III, 탄소III), 중성헬륨선, 뚜렷한 수소발머선들의 흡수선 및 방출선이 나타난다. 여기서 헬륨II선, 이온화원소, 중성헬륨선은 O5에서 O9로 갈수록 강해지는 양상을 보인다. 반대로, 수소발머선은 O5에서 O3로 올라갈수록 강해진다.
이들의 질량과 광도는 매우 크기 때문에 O형은 모든 주계열성 중 가장 빠르게 수소를 태운다. 따라서 이들은 주계열 단계에 불과 몇백 만~몇천 만년밖에 머물지 못한다. 최근 스피처 우주망원경이 O형 항성들을 관찰한 결과, 모항성들의 광증발효과(photoevaporation effect)로 항성과 인접한 부분의 가스들이 씻겨 나간 것을 확인했다. 항성
원시성 중 태양 질량 2배 이하를 황소자리 T 항성으로 부르며 그보다 질량이 큰 경우는 허빅 Ae/Be 항성으로 부른다. 이렇게 새로 태어난 별은 자전축 양단에서 허빅-아로 천체로 불리는 성운끼를 발산한다.[31] 항성풍
항성풍(恒星風, stellar wind)은 항성의 상층부 대기에서 분출되는 하전 입자의 흐름이다. 지구의 태양이 방출하는 항성풍은 태양풍이라고 부른다. 항성
각 기호마다 아라비아 숫자로 0부터 9까지 다시 나눈다. 이 체계는 표면 온도를 기준으로 한다. 다만 현재까지 발견된 가장 뜨거운 항성은 O2로(예: HD 269810), O0과 O1 분광형을 갖는 항성이 존재할 가능성은 거의 없다.[103] 겉보기 역행 운동
밤하늘을 관측할 때, 행성은 때때로 항성으로 오인될 수 있지만, 실제로 행성은 밤마다 항성에 대한 위치가 바뀐다. (뒤로의) 역행과 (앞으로의) 순행은 천체가 마치 지구를 공전하고 있는 것처럼 관측된다. 150년 경에 고대 그리스의 천문학자 프톨레마이오스는 지구가 태양계의 중심이라고 믿었지만, 역행과 순행의 용어를 항성에 대한 행성의 이동을 묘사하는데 사용했다. 오늘날 행성이 태양을 공전하는 것으로 알려졌음에도 불구하고, 지구에서 관찰되는 항성에 대한 행성의 이동을 묘사하는데 있어서 같은 용어가 계속 사용되고 있다. 태양과 마찬가지로 행성도 동쪽에서 떠서 서쪽에서 진다. 한 행성이 항성에 대하여 동쪽으로 이동할 때를 순행이라 부르며, 그 행성이 항성에 대해 (반대 경로의) 서쪽으로 이동할 때를 역행이라 부른다. 우주의 종말
항성은 시간이 흐름에 따라 진화한다. 가벼운 항성은 백색왜성으로 일생을 마무리한다. 무거운 항성은 초신성 폭발로 물질의 대부분을 방출하여 성간물질로 돌아가며, 방출되지 않은 부분은 질량에 따라 중성자성이나 항성 블랙홀이 된다. 성간물질의 밀도가 높아지면 다시 항성이 형성된다. 외계 행성
만약 어떤 행성이 쌍성계 내에 있더라도 어머니 항성 둘이 붙어 있지 않고 멀리 떨어져 있는 경우라면, 어머니 항성 대문자 기호가 행성 소문자 앞에 붙는다. 그 행성이 주성(主星)을 돌고 있으며 짝별은 주성으로부터 멀리 떨어져 있거나 혹은 행성이 발견된 뒤 짝별의 존재가 확인될 경우, 어머니 항성의 대문자 기호는 생략된다. 예를 들어 목동자리 타우 b는 목동자리 타우 항성계의 주성 A 주위를 돌고 있으며 따라서 정확한 이름은 목동자리 타우 Ab가 되어야 하나, 목동자리 타우의 짝별은 행성 존재가 확인된 뒤 발견되었으며 주성으로부터도 멀리 떨어져 있기 때문에 대문자를 생략하여 간단히 표기하는 것이다. 다만 백조자리 16 Bb나 사자자리 83 Bb처럼 행성이 주성이 아닌 짝별 주위를 돌 경우 항상 짝별 대문자를 앞에 붙여줘야 한다. 몇몇 행성들은 태양계 행성들처럼 별도의 애칭을 얻은 경우도 있다. 대표적인 경우가 '오시리스'로 불리는 HD 209458 b, '벨레로폰'으로 불리는 페가수스자리 51 b, '므두셀라'로 불리는 PSR B1620-26 b이다. 국제천문연맹은 현재 외계 행성 이름을 붙이는 공식적 지침을 마련하지 않은 상태이다.[47] 점성술의 행성
고대의 점성가들에게 행성은 신(神)들의 뜻과 인간사에 미치는 그들의 직접적인 효력을 표현했으며, 현대의 점성가들에게 행성은 무의식에서의 본능적 욕구나 충동을,[2] 또는 경험의 차원을 표현하는 조정자들이 흐르는 에너지를 표현한다.[3] 그것들은 황도대의 열두 별자리와 열두 하우스에서 다른 특성들로 그들 스스로들을 나타낸다. 행성들은 서로 각(角, aspect)의 형태로 관계하기도 한다. 항성
대부분의 항성 제원은 전통적으로 SI 단위계 방식으로 표시하지만, CGS 단위계 방식도 함께 사용한다. 예를 들면 별의 밝기는 erg/sec(초당 에르그)로 표시하기도 한다. 태양 외 항성의 질량, 밝기, 반지름은 태양을 1로 놓았을 때의 값을 기준으로 표시한다. 태양의 질량, 밝기, 반지름의 구체적인 값은 아래와 같다. 행성의 정의
선사 시대부터 대부분의 인간 문명사에 걸쳐 행성에 대한 지식은 폭넓게 형성되어 왔다. '행성'이라는 단어의 기원은 고대 그리스 시절로 거슬러 올라간다. 고대 그리스 사람들은 천동설의 원리에 의해 지구가 우주의 중심에 움직이지 않고 고정되어 있다고 믿었으며, 하늘 및 하늘에 있는 천체들은 지구를 중심으로 돌고 있다고 생각했다. 그리스 천문학자들은 다른 천체들을 배경으로 움직이지 않는 '붙박이별'("asteres aplanis")과는 달리 별들 사이를 움직여 다니는 별 비슷한 천체들에 '떠돌아 다니는 별들'("asteres planetai") 라는 이름을 붙였다. 지금 '행성'이라고 불리는, 이들 그리스인들이 인지했던 다섯 천체는 수성, 금성, 화성, 목성, 토성이다. 항성
핵융합의 부산물로 별이 발산하는 복사 에너지는 전자기파 및 입자 방사선의 형태로 우주 공간에 분출된다. 입자 방사선은 항성풍의 형태로 발산되며[91] 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. 항성
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.[28] 질량이 큰 별은 태어난 뒤 강력한 빛으로 주위 먼지구름을 밝히면서 주변 구름을 이온화하고 H II 영역을 만든다. 항성
, . Jim Kaler (Prof. Emeritus of Astronomy, University of Illinois) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Astronomical Society of South Australia , 방문객의 위치를 오른쪽 위 Your Location에서 설정하면, 밤하늘의 별을 보여준다. 항성
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(#항성 분류 참고).[17] 목성형 행성
우리 태양계의 대표적인 가스 행성은 목성과 토성이다. 두 행성 모두 대부분 헬륨과 수소로 이루어져 있고, 이들의 질량 중 3~13퍼센트 정도가 두 원소보다 무거운 원소로 이루어져 있다. 두 행성의 내부는 수소 분자로 이루어진 외곽층 속에 금속 수소가 존재하고, 가장 깊숙한 곳은 단단한 고체 물질로 이루어진 핵이 있을 것으로 보인다. 그러나 이 '고체'가 우리가 흔히 생각하는 암석이나 금속만으로 이루어진 것은 아니며, 수소나 헬륨과 같은 기체 물질이 엄청난 압력을 받아 고체 상태로 존재할 가능성도 있다. 목성의 경우 중심핵 부분의 온도는 매우 높아서 2만 켈빈 수준이고, 정확히 어떤 상태로 물질들이 존재하는지는 아직까지 제대로 밝혀지지 않았다. 항성
1019년 천문학자 아부 라이한 알 비루니는 우리 은하를 성운 형태 항성이 뭉쳐서 이루어진 것으로 묘사했다.[8] 섬네일|100px|티코 브라헤 항성
주계열성에서 대류층이 생겨나는 장소는 질량에 따라 결정된다. 태양보다 몇 배 무거운 항성은 항성 내부 깊은 곳에 대류층이 있으며 바깥쪽에 복사층이 둘러싸고 있다. 태양처럼 상대적으로 질량이 작은 별은 이와 반대로 복사층이 깊은 곳에 있고 대류층이 항성 바깥쪽을 싸고 있다.[110] 태양 질량의 0.4배 이하에 해당하는 적색 왜성은 항성 내부 전체가 대류층으로 중심핵에 헬륨이 쌓이지 않는다.[2] 대부분의 별 내부 대류층은 별이 나이를 먹거나 내부 구성 상태가 변화하면서 여러 가지 형태로 바뀐다.[108] 항성
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.[71] 인접한 항성의 움직임을 비교하여 성협의 존재를 알게 되었다. 성협의 구성원은 큰 규모의 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어났으며 같은 고유 운동을 보인다.[72] 외계 행성
위치천문학: 위치천문학은 하늘에서 항성의 위치를 정확하게 측정하고 시간이 흐름에 따라 항성이 원래 있던 위치에서 어떻게 이동하는지를 다룬다. 만약 항성이 행성을 거느리고 있다면 행성이 항성에 미치는 중력으로 인해 항성의 위치는 변하게 되며, 이 변하는 위치는 행성과의 질량 중심을 기준으로 작은 원 또는 타원 궤도를 그리게 된다.(우측 그림) 도플러 효과: 시선속도법[35] 이라고도 부른다. 시선 속도를 통해 항성이 지구에서 가까워지거나 멀어지는 것을 알 수 있다. 이 시선 속도는 분광선을 통해 알아낸 것이며, 분광선은 도플러 효과를 통해 알아낸 것이다. 지금까지 외계 행성을 발견하는 데 가장 많이 이용된 방법이다. 펄서 타이밍: 펄서(초신성이 폭발하고 남은, 막대한 밀도를 지닌 작은 천체)는 자전하면서 극도로 규칙적인 전파를 뿜는다. 이 전파의 발산 주기에 약간의 변화가 있을 경우 이는 펄서가 흔들리고 있다는 뜻이 되며 주위에 행성을 거느리고 있다는 증거가 된다. 횡단법[35]: 통과법, 트랜싯법</b>이라고도 한다. 만약 어떤 행성이 우리 지구 관측자의 눈과 항성 사이를 지나갈 경우 항성 표면에 검은 원반이 지나가는 것처럼 보일 것이며, 항성의 밝기는 원반이 항성을 가리는만큼 어두워질 것이다. 여기서 감소된 밝기를 통해 행성의 크기를 알 수 있게 된다. 미세중력렌즈 효과: 중력 렌즈법에 의하면 어떤 별의 중력장을 렌즈처럼 이용할 경우 배경별의 빛을 증폭시킬 수 있다. 여기서, 앞쪽에 있는 항성에 행성이 있을 경우 뒷쪽 별에서 오는 빛의 광도곡선에 불규칙성이 발생하게 된다. 별주위 원반: 많은 별 주위에 우주 먼지가 둘려 있으며 이들은 항성의 빛을 흡수하여 적외선 형태로 재발산한다. 적외선 발산이 관측된 항성 주위에는 별주위 원반이 있으며, 별주위 원반이 있는 항성계에는 행성이 존재할 가능성도 크다. 식쌍성법: 한 쪽 별이 다른 별을 가리는 쌍성계에서 밝기의 미묘한 변화를 통해 행성이 항성의 앞으로 왔다가 뒤로 사라진다는 증거를 얻을 수 있다. 이 방법은 쌍성계에 존재하는 행성을 찾는 데 있어 가장 믿을 만한 수단이다. 공전 위상법: 달이나 금성은 태양을 돌면서 원반 모양이 차거나 이지러지는 등 상에 변화가 생긴다. 외계 행성 역시 항성을 공전하면서 차거나 이지러진다. 궤도경사각에 따라 위상에 차이가 생긴다. 위상을 연구함으로써 과학자들은 행성 대기 내 입자 크기를 계산할 수 있다. 편광계류법: 별빛은 대기 분자와 상호 작용하여 편광 현상을 일으키며 이는 편광계를 이용하여 감지할 수 있다. 이 방법을 사용하여 행성을 발견할 수 있다. 거성
거성(巨星, )은 동일한 표면온도의 주계열성(또는 왜성)보다 반지름 및 광도가 상당히 큰 별이다.[1] 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 주계열의 위쪽에 위치해 있으며 광도분류 II형 및 III형에 해당한다.[2] 거성(giant)과 왜성(dwarf)이라는 용어는 동일한 온도 또는 분광형임에도 불구하고 상당한 광도 차이를 보이는 별들을 구분하기 위한 것으로, 1905년 아이나르 헤르츠스프룽이 만든 것이다.[3] 항성
매우 뜨거운 O형부터 상층 대기에 분자가 생성될 수 있을 정도로 차가운 M형까지 스펙트럼에 따라 항성을 나누는 여러 기준이 있다. 가장 많이 쓰이는 분류 기호는 O, B, A, F, G, K, M으로 표면 온도가 뜨거운 것에서 차가운 순서에 따라 7개로 구별한 것이다. 독특한 양상을 보이는 별의 경우 특수 분류 기호를 쓴다. 가장 흔한 사례는 L과 T형으로 이들은 차가운 M형 별 및 갈색 왜성이다. 항성진화
분자구름이 은하 중심의 주위를 공전하면서, 여러 요인 중 하나로 인해 중력 붕괴 현상이 일어나게 된다. 분자구름끼리 충돌하거나, 은하 나선팔의 밀도 높은 영역을 통과할 수 있다. 근처 초신성 폭발 역시 자신의 잔해를 빠른 속도로 분자구름 내로 돌진시켜서, 중력붕괴를 일으키는 원인이 되기도 한다. 은하와 은하끼리의 충돌로 인해 양쪽 은하에 있던 가스 구름끼리 조석력에 의해 응축하고 섞여서 항성이 대량으로 생겨날 수도 있다. 항성
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 보이는 것이다. 태양을 빼면 그 다음으로 시지름이 큰 별은 황새치자리 R로 시지름은 고작 0.057초각에 불과하다.[66] 유성
평범한 유성보다 훨씬 밝은 유성을 말한다. 동양에서는 천구성(天狗星)이라고 불렀으며, 서양에서는 ‘fireball’이라 하는데, 이를 한자 용어로 ‘화구(火球)’로 번역했다. 국제천문연맹의 정의에 따르면, 화구는 지상에서 맨눈으로 볼 수 있는 행성들보다 더 밝은 유성을 말한다. 즉, 안시등급으로 -4등급보다 밝은 유성을 말한다. 유성을 연구하는 아마추어 천문가들의 모임인 국제유성기구는 국제천문연맹보다 더 과학적으로 정의하였다. 즉, 화구는 천정에서 보면 안시등급이 -3등급보다 밝은 것이라고 하였다. 이것은 지평선 근처의 하늘이 천정보다 더 밝고, 또한 유성에서 나온 빛이 대기를 통과해 오는 거리가 더 멀다는 점을 보정하여 생각하는 것이다. 즉 고도가 5도인 유성이 -1등급으로 관측되더라도 실제로 그 유성이 발생한 곳의 바로 아래에 있는 사람은 -6등급으로 보게 될 것이므로 화구로 취급한다는 것이다. 구상성단
현재까지 발견된 구상성단들은 모두 활동적인 항성 형성을 나타내지 않는다. 이는 구상성단이 은하 안의 천체들 중 가장 오래된 천체에 속하며, 최초로 만들어진 별들과 함께 존재한 적이 있다는 점과 부합한다. 우리은하의 웨스터룬드 1과 같은 초성단(매우 큰 항성형성 영역)이 구상성단의 전구체일 가능성이 있다. 항성 질량
항성의 반지름과 질량으로부터 표면중력이 결정된다. 거대한 별 표면의 중력은 주계열 단계 항성에 비해 매우 작으며 반대로 백색왜성 등 밀집성은 주계열성보다 막대하게 표면중력이 크다. 표면중력은 항성의 스펙트럼에 영향을 끼치며, 중력이 높을수록 흡수선의 폭은 넓어진다. 항성 핵합성
1939년, "항성에서의 에너지 생성"(Energy Production in Stars)이라는 논문을 통해 한스 베테는 수소가 헬륨으로 핵융합하는 서로 다른 가능성에 관해 분석하였다. 그는 항성의 에너지원으로 생각되는 두 과정을 선택하였다. 첫 번째의 과정은 양성자-양성자 연쇄로 태양 정도의 질량을 가지는 항성의 주요한 에너지원이다. 두 번째 과정은 1938년 카를 프리드리히 폰 바이츠제커에 의해서도 설명된 적이 있는 CNO 순환으로, 보다 질량이 큰 항성에서 보다 중요한 과정이다. 항성
항성은 부피 및 표면 중력에 따라 다른 스펙트럼선을 나타내는데(이를 광도 효과라고 부른다.) 이 기준에 따라 항성을 나누기도 한다. 가장 거대한 초거성 0부터 시작하여 거성 III, 주계열성 V, 가장 작은 백색 왜성 VII처럼 부피가 작아짐에 따라 로마 숫자가 증가한다. 대부분의 별은 수소를 중심핵에서 태워서 핵융합을 통해 빛과 열을 내는 주계열 단계에 있다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 일정한 선을 그리면서 배열되어 있다.[103] 우리 태양을 표면 온도 및 표면 중력에 따라 표시하면 G2V로 표면 온도가 G에서 세 번째로 뜨거운 그룹에 속하는 동시에 주계열성 상태라는 의미이다(G형 주계열성을 황색 왜성이라고도 부른다). 우리 태양은 온도가 제법 높고 질량도 큰 편에 속한다. 항성
2015년 기준으로 관측된 항성 중 가장 밝은 존재는 R 136a1으로 절대 등급은 무려 −12.3에 이른다. 여기서 계산한 이 별의 밝기는 태양의 740만 배 정도이다.[100] 현재까지 알려진 별 중 가장 어두운 것은 NGC 6397 성단 내에 있다. 여기서 발견된 적색 왜성들의 겉보기 등급은 26이었고 28등급의 백색 왜성도 발견되었다. 이 별의 밝기는 달 표면에 있는 촛불을 지구에서 관측했을 때의 밝기와 맞먹는다.[101] 항성
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.[29] 항성
천문학에서 밝기는 기준 시간 동안 항성 한 개가 발산하는 빛의 강도 및 다른 형태의 복사 에너지를 말한다. 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 베가의 경우 양극이 적도 부분보다 더 많은 플럭스로 발산한다.[95] 위성은하
위성은하(Satellite galaxy)는 중력적 상호작용에 의해 거대한 은하를 공전하는 은하다. 비록 은하는 서로 연관되지 않은 (별, 행성, 성운 같은)많은 수의 천체들로 구성되어있지만, 구성 천체들의 위치의 (질량에 의한)균등한 무게중심에 해당되는 은하의 질량중심이 있다. 이는 모든 물체들이 모든 구성 원자들의 균등한 무게중심에 해당되는 위치에 질량중심을 갖고 있는 것과 같다. 항성
변광성으로 불리는 항성은 외부적 또는 내부적 요인 때문에 밝기가 규칙적으로 또는 불규칙적으로 변화한다. 내부적 요인에 따라 변광성은 크게 세 무리로 나눌 수 있다. 항성
주계열 단계에 있는 항성의 온도는 중심핵에서 핵융합 작용을 하는 강도 및 반지름에 따라 결정되며 보통 색지수로 표시한다.[87] 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.[88] 항성의 중심핵 부분의 온도는 수백만 켈빈에 이른다.[89] 항성진화
태어날 때의 질량이 매우 작은 천체는 핵융합 작용을 일으킬 온도를 조성하지 못하는데, 이들을 갈색왜성이라고 부른다. 항성과 갈색왜성을 구별하는 경계선은 그 천체의 화학적 조성에 달려 있다. 중원소함량(별을 구성하는 원소 중 수소와 헬륨보다 무거운 원소들의 양)이 높은 천체의 경우 항성이 될 수 있는 질량의 하한선은 낮아진다. 목성질량의 13배가 넘는 갈색왜성들은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있기 때문에 일부 천문학자들은 이 수준을 넘는 천체만 갈색왜성으로 취급한다. (이 질량은 행성보다는 크나 준항성 수준에는 미치지 못한다.) 갈색왜성은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있을 정도로 무거운 경우나 또는 그렇지 못한 경우에 상관없이, 희미하게 빛나다가 수 억 년의 시간을 두면서 천천히 식어간다. 항성계
2개의 항성으로 구성된 항성계를 쌍성계(binary star system, 雙星系)라고 한다. 기조력이나 다른 천체로부터의 중력간섭, 항성간 질량 교환이 없을 경우 쌍성계는 안정되게 존속하며, 두 별은 질량중심을 기준으로 타원형의 궤도를 따라 공전한다. (이체문제 참조) 항성 형성
우리 은하와 같은 나선은하는 별, 별들의 찌꺼기 그리고 가스와 먼지로 이루어진 분산된 성간물질을 포함한다. 후기에는 일반적으로 1 cm당 0.1~1개의 입자와 대략 전체질량의 70%의 수소와, 남아있는 헬륨으로 구성된 대부분의 가스로 구성되어있다 . 이 물질은 별이 주계열의 마지막을 지남에 따라 별로부터 방출된 중원소들이 화학적으로 농축된 것이다. 성간물질이 고밀도로 뭉쳐있는 곳에서는 구름이나, 별이 생성되기 시작하는 확산성운
이 형성된다.
나선은하와는 다르게 타원은하는 약 10억년 내에, 다른 은하와의 합병을 제외하면 확산성운의 형성하는데에 있어 방해하는 성간물질의 차가운 성분을 잃는다. 항성
황새치자리 AB의 반성 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과하며, 이는 지금까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 하는 항성 중 가장 작은 존재이다.[79] 태양과 중금속 함유량이 비슷한 별은 이론적으로 중심부에서 핵융합 작용을 일으켜 항성이 되기 위해서는 최소 목성 질량의 75배가 되어야 한다.[80][81] 그런데 최근 아주 희미한 별들을 연구한 결과 금속 함유량이 매우 낮은 천체가 항성이 되기 위해서는 최소 태양 질량의 8.3퍼센트 또는 목성 질량의 87배가 되어야 하는 것으로 밝혀졌다.[81][82] 질량이 가스 행성과 항성의 중간 정도 되어 핵융합 작용을 일으킬 상태가 되지 못하는 천체를 갈색 왜성으로 부른다. 항성
항성은 자신의 일생 중 90퍼센트에 이르는 기간을 중심핵의 고압, 고온 환경 아래 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 핵융합 작용을 하면서 보내는데 이 기간을 주계열 단계라고 한다. 주계열 단계에 있는 별을 다른 말로 난쟁이별이라고도 부른다. 영년 주계열로부터 시작해서 중심핵에 축적되는 헬륨의 양은 점차 늘어난다. 그 때문에 중심핵에서 필요한 핵융합 작용의 빈도를 충족시키기 위해서 항성은 천천히 뜨거워지고 밝아진다.[32] 예를 들면 태양의 경우 46억 년 전 영년 주계열에 도달하였을 때에 비해 지금의 태양은 밝기가 40퍼센트 정도 증가한 상태이다.[33] 항성
항성의 색은 광구를 포함한 항성 외곽 층의 온도 및 가시광선 영역 내 최고 주파수가 좌우한다.[92] 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. 서양 점성술
현대의 서양 점성술에서, 행성은 인간의 정신에 있어서 기본적 욕구나 충동을 표현한다. 그러한 행성들은 태양과 달, 행성 그리고 (천문학에서는 왜행성으로 여겨지는) 최근의 명왕성과 세레스가 모두 점성술의 용도를 지니는 행성으로 여겨진다는 점에서 천문학에서의 행성의 정의와는 다르다. 세 개의 현대 행성은 점성가들에 의해 각각 주인지위가 할당되어오고 있는데, 예를 들어, 세레스는 황소자리나 처녀자리의 주인으로써 제의되어오고 있다. 전통적으로 별자리의 주인지위는 프톨레마이오스에 따라, 계절적 기원과 천문적 측정에 근거하여, 가장 밝은 행성인 발광체는 한 해 가운데 가장 밝은 달에 주인지위가 부여되었고, 가장 춥고 가장 먼 고대 행성인 토성은 한 해 가운데 가장 추운 달에, 그리고 다른 행성은 천문적 측정에 따라 남은 별자리에 주인지위가 부여되었다. 현대의 주인지위는 같은 논리를 따르지 않는 다는 점이 주목할만 하다. 항성 형성
촉발된 별의 형성에서는 분자 구름을 압축시키고 중력 붕괴를 발생시키는 일이 일어날 수 있다. 분자 구름은 서로서로 충돌하거나, 가까운 곳의 초신성 폭발로 인하여 아주 빠른 속도로 충격 받은 물질이 튀어나가는 원인이 될 수가 있다. 대신에, 은하의 충돌은 조석력에 의해 각각의 은하의 가스 구름은 뒤흔들려지고, 압축되어서 거대한 ‘스타버스트’ 현상이 일어나는 원인이 된다.
이후 과정은 구상성단의 형성에 원인이 된다. 바빌로니아의 항성 일람표
항성 목록에 대한 최초의 공식적 일람표는 기원전 12세기경에 나온 각각의 삼성(Three Stars Each)의 문헌들이다. 그것들은 하늘의 삼자 분할을 표현했다.: 북반구는 엔릴에 속하고, 적도는 아누에 속하며, 남반구는 엔키에 속한다. 그 경계선은 남쪽과 북쪽의 17도에 있었고, 따라서 태양은 세 번째 구역에서는 연속 삼개월을 보냈다. 각각의 삼성 일람표에서 항성의 세목은 매달마다 3개씩 36개의 항성을 포함한다. 그 목록들에서 "별자리"나 "항성"을 뜻하는 상형문자 한정사는 아누 표시들의 삼중으로써 삼성의 상형문자에서 기원한 물()이다. ("성단" 또는 "항성의 항성"으로 언급되는 플레이아데스)가 그 목록에는 물.물 또는 물 ()로 기록되어 있다. 항성대기
항성대기(恒星大氣, stellar atmosphere)는 항성 주위를 둘러싸고 있는 기체층이다. 항성분류
잘못 알려진 사례로, O, B, A형 항성들을 '젊은 항성', K, M형 항성들을 '늙은 항성'으로 부르는 것을 들 수 있다. 이는 20세기 초의 낡은 이론에서 나온 오해이다. 20세기 초 천문학자들은 항성이 처음 태어났을 때는 밝고 뜨겁다가 나이를 먹을수록 작아지고 어두워지면서 일생을 마친다고 생각했었다. 지금 우리는 이 믿음이 완전한 거짓임을 알고 있다. (자세한 것은 항성진화를 참고하라.) 그러나 미처 별이 되지 못한 갈색왜성들의 경우 처음 탄생했을 때는 M형 항성의 모습을 갖추고 있으나, 나이를 먹으면서 점차 내부에 가지고 있던 열을 잃어버리면서 식고, 분광형도 L, T, Y로 점차 내려가게 된다. 항성
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.[93]) 앞서 구한 자료로부터 항성의 나이를 알아낼 수 있다.[94] 항성분류
M형은 관측된 항성들 중 가장 많은 숫자를 차지한다. 대략 우리 은하의 주계열성들 중 90% 가까운 존재가 M형이라고 생각된다. 이들을 보통 적색왜성이라고 일컫는다. 또한 미라, 베텔게우스나 안타레스 등의 초거성들의 다수가 M형에 속한다. 차가운 M형들의 경우 갈색왜성의 초기상태이기도 한데, 보통 이들의 분광형은 M6.5~M9.5이다. M형은 스펙트럼 상에서 중성금속선 및 분자띠를 보여준다. 그러나 수소선은 거의 관찰할 수 없다. M형에서 두드러지는 것은 산화티탄의 분자띠로, M5 근처에서 가장 강하게 나타난다. 차가운 M형에서부터 산화바나듐의 띠가 나타나기 시작한다. 보통 10개중 9개가 이 M형이다. 주극성
주극성(週極星, circumpolar star)은 지구에서 관측했을 때, 지평선 밑으로 지는 일 없이 천구의 북극 부근을 도는 천체를 말한다. 반대로 천극에서 떨어져 천구의 일주 운동에 따라 동쪽 지평선에서 떠올라 하늘에 커다란 원호를 그리며 이윽고 서쪽 지평선에 도달하여 결국 보이지 않게 되는 별을 출몰성(出沒星)이라고 한다. 점성술의 행성
점성학적으로 목성은 성장의 원리, 팽창, 번영, 그리고 행운과 연관이 있다. 목성은 장거리와 해외 여행, 고학력, 종교 그리고 법을 다스린다. 이것은 자유와 탐험의 욕구, 인도주의, 보호하는 역할, 도박 그리고 음주가무와 연관된다. 1세기 시인 마닐리우스는 목성을 온화하고 자애로우며, 가장 유익한 행성이라 표현했다. 이것은 본질적으로 온난하고 습하며, 그래서 삶에 유리하다고 여겨진다. 의학에서 목성은 간, 뇌하수체, 비만 성향과 연관있다. 이것은 다혈기질을 다스린다. 현대에서 목성은 아홉번째와 열두 번째 하우스의 주인이 된다고 한다. 그러나, 전통적으로 목성은 두 번째와 아홉번째 하우스에 할당된다.: 각각 가치의 하우스와 신념의 하우스. 항성분류
항성이 아닌 천체를 표현하는 분광형으로는 P와 Q가 있다. P는 행성상 성운을, Q는 신성을 나타낼 때 사용한다. 항성
둘째, 분출 변광성이 있다. 이들은 항성 플레어 방출 또는 질량의 대량 방출 등의 이유로 급격하게 밝기가 변화한다.[105] 여기에 속하는 항성으로는 원시별, 울프-레이에 별, 플레어 별, 거성, 초거성 들이 있다. 주계열
아래 표는 주계열성에 속하는 항성들의 전형적인 물리적 수치를 싣고 있다. 광도 (L), 반지름 (R), 질량 (M)은 태양의 수치를 1로 기준한 값이다. 다만, 실제 수치는 아래 기재된 값과 20~30퍼센트 정도 차이가 있을 수 있다. 각 셀의 색은 항성 광구의 색을 근사하게 표현한 것으로, 이는 유효 온도의 함수 중 하나이다. 항성
항성 형성 과정은 분자 구름 내부 중력이 불안정해지면서 시작된다. 또는 초신성 폭발의 충격파나 두 은하의 충돌(폭발적 항성생성은하로 부른다)로도 발생한다. 일단 어떤 영역이 밀도가 충분히 높아져 진즈 불안정성으로 불리는 조건을 만족하면 자기 스스로의 중력 때문에 붕괴하기 시작한다. 항성
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.[2] 그러나 이런 별의 수명은 우리가 아는 우주의 나이(137억 년)보다 길기 때문에 아직까지 흑색 왜성으로 진화한 사례는 없다. 점성술의 항성
항성을 참조하는 몇몇 점성가들은 그것들의 효과를 "파라나텔론타"(paranatellonta) 또는 줄여서 "파란"이라고 부른다. 파란텔로나는 항성이 천궁도의 네 모서리(상승점과 하강점, 중천점 그리고 천저점) 중에 하나에 있는 동시에 중대한 행성이 그 점들 중 하나에 있는 것이다. 그러므로, 예를 들어, 목성이 중천점에 있으면서 시리우스가 상승점에 있다면, 시리우스는 목성의 파란으로 여겨지며, 점성가가 그 천궁도의 목성을 해석하는 방법에 영향을 줄 수 있다. 항성
원자핵은 항성 중심부에서 융합하면서 감마선 형태의 에너지를 발산한다. 이 광자는 주변 플라즈마와 반응하여 중심핵에 열에너지를 공급한다. 주계열 단계에 있는 항성은 수소를 헬륨으로 변환하면서 느리면서도 지속적으로 중심핵 부분에 헬륨을 누적시킨다. 결국 헬륨이 임계점 이상 쌓이면 중심핵에서의 핵융합 반응은 멈춘다. 태양 질량의 0.4배 이상 되는 별은 축퇴된 헬륨층 바깥의 외곽층으로 핵융합 장소를 옮기게 되며 항성은 서서히 부풀어 오른다.[109] 얼음 위성
얼음 위성()은 표면 대부분이 얼음으로 뒤덮인 자연위성을 말한다. 얼음 위성은 표면 아래에 바다가 존재할 가능성이 있으며, 핵의 구성 성분은 철질 또는 규산염질이다. 얼음 위성들은 얼음 II나 다른 얼음의 동질이상 물질로 이루어졌으리라 여겨진다. 얼음 위성의 대표적인 예시는 유로파이다. 얼음 위성들은 기조력을 통해 가열되며, 일반적으로 액체 상태의 물을 가지고 있으리라 추정된다. 이 위성들에는 외계 생명체도 존재할 가능성이 있다. 이중성
이중성(二重星)은 육안으로 보았을 때는 하나로 보이나, 망원경을 통해서 보면 두 별이 붙어 있는 것을 말한다. 실제로 두 별이 가까이에 있는 쌍성과 실제로는 멀리 떨어져 있으나 지구에서 보았을 때 일직선상에 있어 겹쳐져 보이는 겉보기 이중성이 있다. '쌍성'은 서로에게 미치는 중력의 중심점을 기준으로 궤도를 그리며 돌고 있는 두 별로 이루어진 항성계로, 각 별은 서로에 대해 동반성이라 부른다. 최근 연구 결과에 따르면 상당히 많은 수의 별들이 적어도 두 개 이상의 별로 이루어져 있는 것으로 보인다. 각 별의 상대궤도를 관찰하여 별의 질량을 알 수 있으므로 이러한 이중성 시스템은 천체 물리학에 있어 매우 중요하다. 항성진화
항성진화(恒星進化) 또는 별의 진화(stellar evolution)는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을 살아간다. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원(永遠)에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 천체 물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 항성의 내부구조가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다. 서양 점성술
고대인들에게 알려진 천체는 일곱 개가 있는데, 그것들은 모두 개별적인 일곱 가지의 기본 성향을 나타낸다고 여겨졌다.('발광체'로 알려진 태양과 달도 행성과 함께 그러한 평가에 포함되었다.) 점성가들은 수성과 금성 그리고 화성이 가장 직접적인 성향을 표현하기 때문에 그것들을, '개인적 행성'이라 부른다. '발광체'는 각각 개인의 실존적인 그리고 감각적인 본질을 상징한다.점성술에서는 달의 교점 또한 중요하다. 교점은 달의 경로가 황도와 교차하는 곳이다. 북향 또는 상승 교점은 말이 남쪽에서 북쪽(또는 위)로 교차하는 위치를 표시하는 반면, 남향 또는 하강 교점은 발이 북쪽에서 남쪽(또는 아래)로 교차하는 위치를 표시한다. 서양 점성가들에게는 달의 교점이 행성만큼은 중요한 요소가 아니지만, 그들은 그것들을 고려할 만한 가치가 있는 감응점을 표시한다고 여긴다.점성술에서, "본질적 위계"는 행성이나 감응점의 별자리의 위치와 도수로만 판단하는 그것들의 황도대에서의 위치에 따른 강약인데, 17세기의 출중한 점성가 윌리엄 릴리는 그것을 "행성이나 운명점의 강함이나 용기 또는 약함"이라 불렀다. 다른 말로 하면, 본질적 위계는 출생 천궁도의 하늘에서 다른 요소들과는 별개인 것처럼 행성이나 감응점의 강함을 판단하려는 목적을 두고 있다. 전통적으로 다섯 개의 위계가 있다.:거주지와 손상, 쇠약, 텀 그리고 십분각. 그러나, 후자의 두가지는 사용이 감소되었다. 한 행성의 거주지는 그 행성이 주인지위를 가지는 황도대의 별자리이다. 외계 행성
항성들은 대부분 수소나 헬륨 같은 가벼운 원소들로 이루어져 있으나, 적은 양이기는 하나 철과 같이 무거운 물질도 갖고 있다. 이처럼 무거운 물질이 얼만큼 있느냐를 중원소 함량으로 표시한다. 중원소 함량이 큰 별들은 행성을 거느릴 확률이 높으며, 중원소 함량이 작은 별들보다 행성들의 질량이 보다 커지는 경향을 보인다. 시차 (천문학)
일반적으로 천체는 천구 상에서 위치가 거의 변하지 않는 항성과 비교적 빠른 운동을 하고 있는 행성이나 위성 등이 있다. 행성에 포함되는 지구와 같이 움직이는 천체에 있는 관측자가 항성을 관찰할 때, 관측자의 위치에 따라 항성이 천구 상의 서로 다른 위치에서 보이게 된다. 두 위치의 차이를 시차라고 하며, 이것이 천문학에서 사용하는 시차의 개념이다. 하지만, 달과 같은 위성에도 시차의 개념을 적용하기도 한다. 항성풍
주계열성 단계를 떠나 생명의 끝에 이른 항성들은 막대한 양의 질량(1년에 태양질량의 formula_1배)을 느린 속도(formula_2)의 항성풍 형태로 방출한다. 여기에 속하는 별들은 적색 거성이나 적색 초거성, 점근거성가지 위 항성 등이다. 극성 (천문학)
극성은 항성 항해에 자주 사용되어 왔다. 다른 별들의 위치는 밤 동안 시시로 바뀌지만, 극성의 위치는 변하지 않는다. 따라서 극성은 특정 방향을 가리키는 믿을 만한 지표가 되어 왔으며, 이들의 앙각을 통하여 선박의 위도를 알아냈다. 얼음 행성
얼음 행성 (Ice Planet) 은 가상의 외계 행성의 한 종류로 표면이 물이나 암모니아, 메테인 등의 성분으로 이루어진 얼음으로 뒤덮여있는 행성을 의미한다. 얼음 행성들은 태양계에 존재하는 소천체나 목성의 위성인 유로파, 토성의 위성인 엔셀라두스, 왜소행성 명왕성 같은 얼음으로 뒤덮인 천체들이 행성 사이즈로 커진 것이 얼음 행성과 비슷한 모습일 거라고 추측하고 있다. 또한 조금 따뜻한(평균 온도 -20도)정도 되는 행성은 생명이 살 수 있다. 항성
오늘날 과학계에서 항성 또는 기타 천체에 이름을 붙일 권한이 있는 기관은 국제 천문 연맹이다.[24] 현재 여러 기업체가 돈을 받고 별에 이름을 지어 붙이는 업무를 보고 있으나, 이들이 지어 붙인 이름은 과학계에서 인정받지 못하고 있다.[24] 과학계의 많은 인사는 이런 사기업을 별 이름을 짓는 과정을 잘 모르는 시민을 속여서 사기 행각을 벌이는 단체로 보고 있다.[25] 항성시
항성시(恒星時,sidereal time)는 천체를 측정하기 위한 시각계(時刻系)로서 기준 천체를 춘분점(春分點) 으로 한 것이다. 점성술의 행성
점성학적으로 현대적 해석은 천왕성을 천재, 개성, 새롭고 인습에 얽매이지 않은 관념, 발견, 전기, 발명, 그리고 산업혁명의 시작과 연관시킨다. 천왕성은 사회, 모임, 인도주의적이며 진보주의적인 이상에 전념하는 단체를 다스린다. 급작스럽고 예기치 않은 변화의 행성인 천왕성은 자유와 독창성을 다스린다. 사히에서 이것은 기존 체체를 뒤엎는 혁명적인 사건 뿐만 아니라, 급진적인 사상과 사람들을 다스린다. 모든 행성들 중 천왕성이 대부분 천재를 다스린다. B형 주계열성
'Be형 항성'으로 알려진 분광천체는 질량이 크지만 초거성은 아니면서 1개 이상의 발머 방출선 및 항성으로부터 뿜어져 나오는 수소 스펙트럼 계열을 보여주거나, 혹은 예전에 보여준 적이 있는 천체로 정의할 수 있다. 일반적으로 Be형 항성은 항성풍이 비정상적으로 강력하며, 표면온도가 높고, 빠르게 회전하면서 별의 질량이 마찰을 막대한 규모로 일으키는 등의 특징을 보여준다. 천문학
항성 생성은 거대 분자 구름으로 알려진, 먼지와 가스의 밀도가 높은 곳에서 시작된다. 분자 구름이 불안정 해지면, 분자 구름이 중력때문에 붕괴하면서 여러 조각들로 깨지게 되고, 각각의 조각들은 원시별을 형성한다. 중심핵 부분이 충분히 밀도가 높고, 뜨거워지면 핵융합 작용이 시작되며, 여기서 주계열성이 탄생하게 된다. 수소와 헬륨, 리튬보다 무거운 모든 원소들을 천문학에서는 중원소라고 부르는데, 이들은 항성의 내부에서 만들어진 것들이다. 항성
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. 행성 거주가능성
항성을 이루고 있는 물질은 대부분 수소와 헬륨이지만, 이들 외에도 중원소(수소와 헬륨, 리튬보다 무거운 모든 원소를 천문학에서는 중원소라고 부른다)의 양은 항성마다 차이가 크지만 미량 존재한다. 항성에 중원소가 적게 있을 경우, 행성계 생성을 설명하는 태양 성운 이론에 따르면, 이 항성의 주변에 행성이 생길 확률은 줄어든다. 중원소가 적은 별 주위에 행성이 있더라도 질량은 작을 것이며 따라서 생명체가 살기에 적합하지 않을 것이다. 지금까지 외계 행성이 발견된 항성계를 분광학적으로 연구한 결과 높은 중원소 함량과 행성 생성 사이에 연관성이 있음이 입증되었다. 과학자들은 행성을 지니고 있거나 혹은 우리가 현재 찾고 있는 행성과 유사한 천체를 거느리고 있는 항성들은 분명히 행성 동반체가 없는 항성들보다 중원소가 더 많이 포함되어 있다는 사실을 알았다. 성표
성표(星表, Star catalogue, )는 항성의 위치와 등급, 분광형, 시차 등의 값과 특성을 기록한 천체목록이다. 현대 천문학에서 항성은 성표의 번호로 표시된다. 오랜 세월에 걸쳐 다양한 목적을 위해 많은 성표가 편찬되어 왔지만, 아래에서는 대표적인 것에 대해서만 다룬다. 현재 사용되고 있는 성표의 대부분은 온라인으로 구할 수 있으며, NASA의 Astronomical Data Center 등에서 다운로드할 수 있다. 항성
항성 자체는 지구에 비하면 압도적으로 무겁고 밝은 존재이지만 항성과 항성 사이는 엄청나게 떨어져 있다.[51] 태양을 제외하고 지구에서 가장 가까운 항성은 켄타우루스자리 프록시마로 빛의 속도로 4.2년이 걸리는 거리에 있다. 이 거리는 39조 9천억 킬로미터에 이르며, 태양에서 명왕성까지 거리의 6000배에 이르는 간격이다.[51] 프록시마에서 떠난 빛이 지구에 이르기까지는 4.2년이 걸린다. 우주 왕복선의 지구 궤도선상 속도(시속 3만 킬로미터)로 프록시마까지 가려면 15만 년이 걸린다.[52] 이 정도는 은하면에 존재하는 별 사이에서는 평균보다 약간 가까운 거리에 해당한다.[53] 은하 중심 또는 구상 성단에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 가깝고, 은하 헤일로에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 멀다. 항성
가장 처음으로 신빙성 있는 항성 기록을 남긴 국가는 기원전 1534년 고대 이집트였다.[7] 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. 은하중심
현재 은하중심에서 항성은 새로 태어나고 있지는 않아 보이지만, 은하중심을 도는 분자 구름의 핵주위원반지대는 항성이 탄생하기에 적합한 조건을 갖춘 곳으로 보인다. 안토니 스타크, 크리스 마틴은 2002년 은하중심 주위 400광년 이내의 가스 밀도를 지도로 그려 냈는데, 여기에는 태양 질량의 수백만 배에 이르는 고리가 있었으며 항성이 탄생하기에 충분한 밀도의 물질이 존재하고 있었다. 이들은 약 2억 년 내로 은하중심에서, 현재의 수백 배에 이르는 비율로 항성들이 빠르게 태어나고 초신성으로 일생을 마치는 스타버스트 사건이 발생할 것으로 내다봤다. 스타버스트와 함께, 물질들이 블랙홀로 떨어지면서 은하 제트 현상도 일어날 것이다. 우리 은하는 5억 년마다 한 번씩 스타버스트 사건을 겪는 것으로 생각된다. 지구형 행성
지구형 행성(地球型行星, terrestrial planet)은 태양계에서 규산염 따위로 된 암석이나 금속 등 고체 상태의 물질을 주성분으로 하는 행성을 말한다. 수성, 금성, 지구, 화성이 이에 해당한다. 목성형 행성보다 안쪽 궤도에 있으며, 크기 또한 상대적으로 작다. 항성
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.[90] 항체
항체(抗體, antibody, Ab, immunoglobulin, Ig)는 항원과 특이적 결합을 하여 항원-항체 반응을 일으키는 물질이다. 혈액의 혈소판은 적혈구와 반응하여 응집하고 태어날 때부터 항상 가지고 있으므로 정상 항체 또는 동종 항체라 한다. 면역 체계에서 세균이나 바이러스같은 외부항원들과 특이적 결합을 하여 항원을 인식하게하고 동시에 무력화시키는 작용을 하는 면역글로불린은 면역 항체라고 하는데 보통 항체라고 하면 면역 항체를 뜻한다. 항체와 면역글로불린은 동일한 의미로서 면역글로불린은 항체로서 작용하는 당단백질이다. 여러 종류의 면역글로불린이 있는데 이들을 면역글로불린 상과(上科)(immunoglobulin superfamily)로 묶어 분류하고 있다. 항체의 구조는 항체는 혈액과 조직액뿐만 아니라 분비물(눈물 등)에서도 발견되는데 플라즈마 세포에서 생성․분비된다. 플라즈마 세포는 면역계의 B세포가 T세포와의 상호작용하는 가운데 B세포가 특정 항원과 결합하여 분화된 세포이다. 각 항체는 특이적으로 항원과 결합하며 플라즈마 세포에 의한 항체의 생산은 체액성 면역이라고도 불린다. 성운설
성운가설에 따르면 항성은 거대하고 밀도 높은 분자수소 구름(거대분자운, GMC) 속에서 태어난다. 이 구름은 중력적으로 불안정하며 물질은 그 가운데에서 좀 더 작고 밀도 높은 덩어리로 뭉친 뒤 회전하고 붕괴하면서 항성이 된다. 항성탄생은 복잡한 과정으로 막 태어나는 별 주위에는 언제나 가스로 된 원시행성계원반이 생겨난다. 이 원반에서 특정한 조건 아래 행성이 생겨날 수 있는데 그 조건은 명확히 밝혀지지 않았다. 어쨌든 행성계가 생겨나는 것은 항성이 생겨나는 데 따른 자연스러운 결과로 보인다. 태양과 비슷한 항성이 생겨나는 데에는 대략 100만 년이 걸리며 원시행성계원반이 행성계로 진화하는 데에는 그 후 1000만 ~ 1억 년이 추가로 걸린다. 백색왜성
백색왜성(白色矮星, , )[1]은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 핵융합을 마치고 도달하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵이 붕괴되어 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 못한다. 대신, 헬륨 융합 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다. 항성
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[74] 주연 감광 현상을 보여 준다. 주연 감광이란 항성 원반의 바깥쪽으로 갈수록 밝기가 어두워지는 현상을 말한다.[96] 고래자리 UV 등 플레어 별과 같은 적색 왜성의 경우 표면에 뚜렷한 흑점이 여럿 나타난다.[97] 초고속도 항성
초고속도 항성(이하 HVS)은 이동 속도가 매우 빨라서 우리 은하의 중력을 이겨내고 탈출할 정도가 되는 항성을 말한다. 따라서 '탈출성'(Exiled Stars)으로 부르기도 한다. 은하 내 보통 별들의 이동 속도는 초당 100 킬로미터 정도인데, 초고속도 항성들(특히 은하 중심부 근처에 있는 별들)은 초속 1000 킬로미터 이상 속도를 갖고 있다. 항성
지구 관찰자의 눈에 보이는 항성의 표면을 광구라고 부른다. 이곳은 항성의 플라즈마가 빛 형태 광자로 투명하게 바뀌는 층이다. 중심핵에서 생산된 복사 에너지는 광구를 떠나면서 우주 공간으로 자유롭게 퍼져 나간다. 광구 표면에는 흑점이 생기는데, 이는 주변보다 온도가 낮기 때문에 검게 보이는 것이다. 외계 행성 주인별
항성종족 I 또는 중원소가 풍부한 항성은 별 내부의 무거운 물질 함유량이 매우 높다. 이들 항성의 풍부한 중원소는 과거세대 별보다 행성을 거느릴 확률을 높여주는데 이는 행성은 무거운 물질이 뭉쳐서 태어나는 것이기 때문이다. 태양이 이 항성종족 I의 표본이다. 이들은 우리 은하 나선팔에 흔하다. 보통 아주 젊은 별들(극단적 항성종족 I)은 은하 안쪽에 있고, 우리 태양처럼 중간단계 항성종족 I에 속하는 별은 그보다 은하 외곽에 많다. 항성종족 I 별은 은하핵에 대해 안정적인 타원 궤도를 그리며 낮은 상대 속도를 보인다. 거대 행성
거대 행성은 가끔 목성의 명칭을 따 목성형 행성으로 불리기도 한다. 또한 거대 기체 행성("gas giant")으로 알려져 있기도 하나, 천문학자들은 주로 후자를 목성과 토성에만 사용하며, 그와 다른 조성을 지니는 천왕성과 해왕성은 거대 얼음 행성으로 따로 분류한다. 두 명칭 모두 약간 오해의 소지가 있다. 모든 거대 행성은 주로 기체와 액체의 상을 구분할 수 없는 임계점 이상의 유체로 구성되어 있다. 하지만 주요 조성은 목성과 토성의 경우에 수소와 헬륨이며, 천왕성과 해왕성의 경우에는 물, 암모니아, 메테인이다. K형 주계열성
K V형 항성은 분광형 K에 광도분류 V인 항성들의 통칭이다. 다른 말로 오렌지색 왜성이라고도 부른다. 이들은 적색왜성으로 대표되는 M V형 항성들과, 태양으로 대표되는 G V형 항성의 중간 정도에 위치한 존재들이다. 이들의 질량은 태양의 0.5~0.8배, 표면온도는 3,900~5,200K, 광도는 태양의 0.1~0.5배 정도 된다. 대표적인 예로, 센타우루스자리 알파B, 인디언자리 엡실론 등이 있다. 항성
셋째, 격변 변광성 또는 폭발 변광성이다. 이들은 앞의 둘에 비해 훨씬 더 극적인 변화를 겪게 된다. 여기에 속하는 항성 진화 단계로는 신성과 초신성이 있다. 반성으로 백색 왜성을 거느린 쌍성계의 경우 백색 왜성은 신성 및 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 수 있는 후보이다.[4] 백색 왜성 주변에 주성(主星)으로부터 흘러 들어온 강착 물질이 일정량 쌓이면서 수소 핵융합이 가능한 질량까지 축적이 되면 폭발이 일어나게 된다.[106] 일부 신성은 약한 강도로 주기적으로 폭발하기도 한다.[105] 항성
외부적 요인에 따른 변광성도 존재한다. 식쌍성, 흑점이 매우 많은 별(자전하면서 밝기가 변화한다.) 등이 그 예이다.[105] 식쌍성 중 대표적인 예로 알골을 들 수 있는데 이 별은 2.87일 간격으로 밝기가 2.3에서 3.5등급까지 변화한다. 항성
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.[54] 이런 항성끼리의 충돌은 청색 낙오성을 만들어 낸다. 이 비정상적인 별들은 성단 내 비슷한 밝기의 주계열성에 비해 표면 온도가 더 높다.[55]