항성

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1. 개요2. 오해3. 항성의 구조

3.1. 중심핵3.2. 복사층3.3. 대류층3.4. 광구3.5. 대기층3.6. 주연감광

4. 항성의 진화5. 기타

5.1. 1세대 항성 추적5.2. 종족 3 항성들의 핵융합5.3. 고질량 항성5.4. 이론상의 천체

6. 관련 개념과 수식

6.1. 별의 등급과 광도6.2. 볼로메트릭 광도6.3. 슈테판-볼츠만 법칙6.4. 중력 가속도 공식6.5. 항성의 내부구조방정식

7. 나무위키에 등록되어 있는 항성 일람8. 관련 문서

1. 개요

항성(恒星, star[1])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.

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.[2] 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 별자리 또는 성군을 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. 오해

항성은 경수소 이상 핵융합을 하는 모든 천체를 말하지만, 여기서 오해가 다소 존재한다.

백색왜성은 경수소 핵융합이 가능할 수 있지만, 항성으로 분류되지 않는다.[3] 질량은 충분히 크지만, 짧은 기간 핵융합이 가능할 뿐 오랫동안 안정적인 경수소 핵융합을 하지 않기 때문이다.[4] 따라서 이 상태에서는 신성이 일어나도 일시적으로 항성이 될 수 없다.[5]

초신성 폭발도 핵융합을 하지만, 찰나의 순간에 그쳐 항성으로 분류되지 않는다. 초신성은 별이 수명을 다하는 과정이지만, 폭발하기 위해 모든 원소가 핵융합하는 순간까지 별의 중력권에 있으며, 별의 형태를 유지한다. 그 많은 핵융합이 이루어지기 위해서는 높은 온도와 압력이 필요하기 때문이며, 이 상태에서는 항성과 모양이 크게 다를 바가 없다. 찰나의 순간이지만 항성의 기준을 충족하는 것이다. 하지만, 다른 항성은 최소가 수 십만 년인 점을 고려하면 항성의 기준에 미치기 어려우며[6], 이게 항성이 된다면 바로 위에 있는 백색왜성도 항성이 되어야하는 상황이 벌어진다.

얼어붙은 별은 상당히 애매하다. 일단 Y형 주계열성으로 분류되긴 한데 표면온도가 섭씨 0도인 관계로[7] 플라스마가 아닌 지구와 거의 비슷한 모습을 할 것으로 예상되기 때문이다. 게다가 얼어 붙은 별은 지구보단 못하지만 중원소가 매우 풍부해서 지구처럼 지각을 가진 행성처럼 보인다. 즉, 얼어붙은 별은 안정적인 경수소 핵융합은 하는데 표면이 플라스마도 아니고 빛도 나지 않으니 주계열성은 맞지만 항성은 아니라는 것이다.[8]

그리고 철 미만의 원소 번호를 가진 물질은 양자 터널링을 통한 핵융합을 한다.[9] 즉, 지구를 포함하여 각종 천체와 소행성, 유성까지 핵융합을 하고 있다는 소리다! 물론, 양자 터널링으로 방출하는 에너지가 없다시피한 수준으로 작기에 항성으로 분류되진 않는다.

스스로 빛을 내지만 에너지원이 핵융합이 아닌 천체는 항성으로 분류되지 않는다. 중성자별, 블랙홀이 항성으로 분류되지 않는 것도 이 때문이며, 양성자 붕괴 과정에 있는 것도 항성으로 분류되지 않는다.

항성의 정의와는 큰 관련은 없지만 대중매체에서 항성에 근접할 경우 분명 빛이 나지만 표면이나 각종 현상들이 또렷이 보이는 구체로 묘사하는 경우가 많지만 위 문단에서 언급했듯 항성은 아주 거대하고 강력한 수소폭탄의 연속적인 폭발이 중력으로 형태가 제어되는 것이다. 항성에 비교하기도 민망한 원자폭탄이 터질 때에도 '온통 새하얀 빛밖에 보이지 않았다'는 회고가 있었을 정도로 강력한 에너지가 발산되는데 그보다 비교할 수 없이 강력하고 거대한 항성은 말할 것도 없다.[10] 별이 내뿜는 가시광선만으로 증발하지만 않으면 다행인 수준.

3. 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,[11] 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.

3.1. 중심핵

핵융합은 중심핵의 주변에서 일어나고, 이로 인해 발생한 무거운 원소는 중심핵 쪽으로 가라앉는다. 핵융합 반응으로 생성된 부피 대비 에너지밀도는 약 276.5W/m³으로, 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.

3.2. 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.

3.3. 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[12] 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.

3.4. 광구

항성 대기 모형에서 광학적 깊이가 2/3이 되는 부분을 '광구'라고 하며, 복사에너지 밀도가 대기 꼭대기 복사에너지 밀도의 2배가 되는 부분이다.[13] 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.

3.5. 대기층

광구 바깥쪽으로 항성의 대기층이 펼쳐진다. 태양의 대기층은 채층과 코로나로 이루어지며 플레어와 홍염이 관찰된다.

3.6. 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.

4. 항성의 진화

자세한 내용은 항성의 진화 문서

#!if (문단 == null) == (앵커 == null)
를

#!if 문단 != null & 앵커 == null
의 [[항성의 진화#s-|]]번 문단을

#!if 문단 == null & 앵커 != null
의 [[항성의 진화#|]] 부분을

참고하십시오.

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 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[14] 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[15]이나, 기타 여러 지역 원주민 언어의 명칭을 차용한 명칭[16]이 소수 존재한다.

5.1. 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 [17]보다 훨씬 이른 시기에 만들어진 별이라 할 수 있다.

5.2. 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.

5.3. 고질량 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[18]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[19] 태양으로부터 16만 5000광년 떨어진[20] 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.

5.4. 이론상의 천체

블리처(Blitzar) : 질량이 충분히 무거운 펄서 중 회전 속도가 감소하면 그 즉시 블랙홀로 붕괴할 것으로 추정되는 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 왜소은하 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 추정된다는 점에서 유래한 명칭이다.
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[21] 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.
손-지트코프 천체(Thorne-Zytkow object) : 적색 거성이나 적색 초거성이 중성자별과 충돌하여 중심핵과 중성자별이 결합한 질량이 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계를 넘지 않아 중성자별이 중심핵이 된 항성이다. 추정 수명은 10만~100만년 정도로 이에 따르면 우리 은하내에는 20~200개가 존재하는 것으로 추정한다.
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.

6. 관련 개념과 수식

6.1. 별의 등급과 광도

자세한 내용은 별의 등급 문서

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[math( M_{λ} = (m_{λ}-A_{λ}) + 5 - 5(\log_{10}d) )]

[math(\frac{L_{\lambda}}{L_{\odot,\lambda}} = 10^{0.4 (M_{\odot,\lambda} - M_{\lambda})})]

6.2. 볼로메트릭 광도

항성이 전 파장에 걸쳐 방출하는 복사 에너지의 총량은 절대복사등급 또는 볼로메트릭 절대등급(Absolute Bolometric Magnitude)이라고 하며, 절대복사등급의 영점은 별도로 2015년의 국제천문연맹 결의안에 따라 3.0128×10²⁸ W로 정의된다.[22]

이로부터 계산한 볼로메트릭 태양광도는 항성의 여러 물리량을 추정하는 데에 사용될 수 있기 때문에, 항성천문학에 있어 꽤 중요하다. 계산하기 위해서는 [math(λ)]라는 파장대에 전 파장대를 대입하면 쉽겠지만, 우리는 가시광선, 즉, [math(V)]라는 파장대를 보편적으로 사용하고 있기 때문에 보정이 필요하다. 이때 필요한 보정값을 볼로메트릭 보정값 혹은 복사보정값, 즉, [math(BC_{λ})][23]라고 한다.

정확한 정의는 [math(BC_{λ} = M_{bol} - M_{λ})]이나, 보통 절대복사등급이 계산되지 않은 상태에서 볼로메트릭 보정값이 필요한 상황이 많으므로 색지수 등이나 유효온도로 보정값을 추정한다.[24]

복사보정값을 추정하고자 하는 파장대가 V일 때, 경험식은 다음과 같다:

출처
여기서 주의해야 할 점은 바로 오른쪽에 붙은 E+0N인데, 이것은 10^N을 의미하고 상수들의 소수 부분과 그것이 곱해져 있으므로 상수는 소수와 10의 거듭제곱의 곱으로 주어진다. 그리고, T_eff는 유효온도이다.

이를 통해 계산된 볼로메트릭 보정값을 이용하여:

[math(M_{bol}=M_{V} + BC_{V})]

를 한 후, 상술되었던 절대등급과 태양광도를 변환하는 관계식을 사용하여:

[math(\frac{L_{bol}}{L_{\odot,bol}} = 10^{0.4 (M_{\odot,bol} - M_{bol})})]
로 계산할 수 있는데, 국제천문연맹에서 별도로 영점을 정해 두었기 때문에 꼭 이것을 사용할 필요는 없다.
어떠한 항성의 볼로메트릭 태양 광도를 구할 수 있다. 여담으로, 항성은 완벽한 흑체가 아니기에 흑체근사를 사용하는 것은 권장되지 않으며,[25] 그리고, 볼로메트릭 보정값은 보통 음수이나, 특이하게도 F형 항성들 중 일부는 BC_V가 양수이다. 이것은 천문학자들이 태양의 복사보정값을 -0.09로 채택하는 영점을 새웠기 때문으로, 항성의 복사보정값이 최소가 되는 영점을 잡은 것이 아니기 때문이다. 간단히 말해서, 아무런 문제가 없다.[26]

6.3. 슈테판-볼츠만 법칙

슈테판-볼츠만 법칙으로부터 광도&온도&반지름의 관계를 나타내는 식을 유도할 수 있다.

흑체 1 m²당 나오는 빛의 에너지는
[math(F = \sigma T^{4})]
이때, 항성에 적용하려면 양변에 [math( 4\pi R^{2})]를 곱하고 유효온도를 사용하면 되므로
[math(L = 4\pi R^{2}\sigma T_{\rm eff}^{4})] =식1
이가 성립한다. 그런데, 이 때 [math(L_\odot = 4\pi R_\odot^{2}\sigma T_{\odot,\mathrm{eff}}^{4})](=식2)도 성립하므로 태양 관련 수식으로 나타내려면 식1÷식2를 하면 된다. 따라서, 태양 관련 물리량으로 나타냈을 때,

[math(\frac{L}{L_\odot}
= \left(\frac{R}{R_\odot}\right)^{2}

\left(\frac{T_{\rm eff}}{T_{\odot,\mathrm{eff}}}\right)^{4})]

[math(\frac{T_{\rm eff}}{T_\odot,\mathrm{eff}}
= \left(\frac{L}{L_\odot}\right)^{1/4}

\left(\frac{R_\odot}{R}\right)^{1/2})]

[math(\frac{R}{R_\odot}
= \left(\frac{T_\odot,\mathrm{eff}}{T_{\rm eff}}\right)^{2}

\left(\frac{L}{L_\odot}\right)^{1/2})]

가 성립하는 것이다.

여기서 유효온도란, 어떠한 항성이 흑체일 때 내는 온도를 의미하지만 많은 정보들에서는 유효온도를 표면온도와 같게 표기하거나 혼동하기도 한다.

6.4. 중력 가속도 공식

기본적인 중력 가속도 공식을 질량에 대해 정리한다.

[math(g = \frac{GM}{R^2})]

[math(gR^2 = GM)]

[math(M = \frac{gR^2}{G})]

그러면 이러한 식을 얻고, 이것을 태양의 값들로 나누면:

[math(\frac{M}{M_\odot} = \frac{g}{g_\odot} \left( \frac{R}{R_\odot} \right)^2)]

가 도출된다. 위 식을 이용하면 항성의 질량을 (표면 중력과 반지름을 안다는 가정 하에)쉽게 계산할 수 있다.

6.5. 항성의 내부구조방정식

7. 나무위키에 등록되어 있는 항성 일람

고래자리 타우 - 고래자리
글리제 581 - 천칭자리
글리제 667 - 전갈자리
글리제 832 - 인디언자리
글리제 876 - 물병자리
눈키 - 궁수자리
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 거대할 것으로 추정되는 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 두 번째로 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(항성) - 작은개자리
프록시마 - 센타우루스자리: 태양계에서 가장 가까운 별[27]
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
R136a2 - 황새치자리
R136a3 - 황새치자리
R136a7 - 황새치자리
TRAPPIST-1 - 물병자리
UY Scuti - 방패자리
세페우스자리 VV
WHL0137-LS - 고래자리: 가장 먼 거리에서 관측된 별
WOH G64 - 황새치자리
1SWASP J093010.78+533859.5 - 큰곰자리
2MASS J0523-1403: 발견된 항성들 중 표면 온도가 가장 차가운 별

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8. 관련 문서

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[1] Fixed Star라는 용어도 있지만 현재는 거의 사용되지 않는 사어이다. 붙박이별과 어원이 같다.[2] 당연히 크기도 작고 스스로 빛을 내지도 않는 행성은 밤하늘에 보이지 않는다.[3] 백색왜성 직전 단계인 PG 1159 별까지 항성으로 분류된다.[4] 다만, 헬륨 백색왜성이 어떠한 이유로 태양 질량의 0.5배를 넘게 되면 헬륨 별이라는 항성으로 바뀌게 된다.[5] 백색왜성의 경우 다수의 백색왜성에서 수소 핵융합이 지속적으로 일어나고있다는 논문이 게제된 적이 있어 항성이 될 가능성도 생겨나고있지만, 현재까지는 밀집성으로 분류되어 항성이 아니다.[6] 잔상은 수개월~수년간 보이지만, 이래도 다른 항성들과 비교하기 민망할 정도로 수명이 짧은건 분명하다.[7] 내부 온도는 400만 켈빈 정도다.[8] 주계열성은 안정적인 경수소 핵융합을 하는 천체를 의미하고, 항성은 플라스마 형태로 빛을 내는 회전타원체 꼴의 천체를 의미한다. 대게 항성이나 주계열성이라면 둘을 반드시 포함하는 것이 전례이나, 얼어붙은 별은 전주계열과 말기를 제외하면 주계열 단계에서 항성이 되는 않는 모순이 발생한다.[9] 철 초과의 원소 번호를 가진 물질은 핵분열을 통해 철까지 만들어지는데, 핵분열 과정은 항성이 아니므로 제외한다.[10] 당장에 1억 5,000만 킬로미터 거리에서 받는 극히 일부의 태양 에너지만으로도 눈이 부시고 뜨거워서 쳐다보기도 힘들 정도니 말 다 했다.[11] 펄사의 경우 구성 물질의 상태방정식이 알려져 있지 않기 때문에 내부 구조가 불분명하다.[12] 이러려면 온도가 적당히 낮든가 온도가 높더라도 중력이 그 이상으로 강해 플라즈마가 빽빽해져야 한다.[13] 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.[14] 중세 유럽인들이 이슬람권을 통해 천문학 지식을 많이 수용하였던 역사와 관련이 있다.[15] 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.[16] 남십자자리 엡실론의 고유 명칭인 기난(Ginan, 오스트레일리아 원주민 언어에서 차용) 등.[17] 우주 탄생으로부터 40억 년 정도가 경과한 시점에 존재한 것으로 추정된다.[18] 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[19] 퀘이사나 블랙홀 등은 제외.[20] 우리 은하의 위성 은하인 대마젤란 은하에 위치한다.[21] 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.[22] 태양의 볼로메트릭 절대등급을 4.74로 만드는 영점을 도입하였다.[23] Bolometric Correction_λ이다. 람다가 아래첨자로 나타나는 이유는 이것이 파장대에 따라서 다르기 때문, 즉, 파장대와 유기적으로 연관된 것이기 때문이다. 플랑크 법칙을 확인해 보자.[24] 볼로메트릭 보정값이 유효온도와 큰 관련이 있는 이유는 항성이 흑체와 비슷한 성질을 가지기 때문이다.[25] 조금 더 자세히 말하자면, 항성은 흑체의 복사와 약간의 차이점을 지닌다. 전체 파장대에서의 광도는 같으나, 특정 파장대의 경우에는 흑체근사가 성립되지 않는다. 실제 가시광 태양광도가 이론적인 흑체의 가시광 태양 광도보다 높음을 예로 들 수 있다.[26] 해당 서술은 논문에서 근거하였으며, 복사보정값에 대해 자세히 알고 싶다면 위 논문을 상세히 읽어보는 것 또한 좋을 것이다.[27] 태양은 제외한다.