항성은 무엇인가?
항성
항성(恒星, ) 또는 붙박이별은 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.
행성
행성(行星, planet) 또는 떠돌이별은 항성의 둘레를 도는 천체의 한 부류이다. 대체로 갈색왜성보다는 작지만, 지름이 수천 킬로미터 이상의 천체를 행성이라 부른다. 20세기 이전에는 태양계 안에 있는 여덟 개 행성만이 알려져 있었지만, 태양계 밖의 행성도 관측이 가능해짐에 따라 2012년 기준으로 적어도 200개 이상의 외계 행성이 알려져 있다.
항성
항성의 색은 광구를 포함한 항성 외곽 층의 온도 및 가시광선 영역 내 최고 주파수가 좌우한다. 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.
항성
오늘날 과학계에서 항성 또는 기타 천체에 이름을 붙일 권한이 있는 기관은 국제 천문 연맹이다. 현재 여러 기업체가 돈을 받고 별에 이름을 지어 붙이는 업무를 보고 있으나, 이들이 지어 붙인 이름은 과학계에서 인정받지 못하고 있다. 과학계의 많은 인사는 이런 사기업을 별 이름을 짓는 과정을 잘 모르는 시민을 속여서 사기 행각을 벌이는 단체로 보고 있다.
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.
항성
안정된 항성 내부는 유체 정역학적 평형 외에도 열적 평형으로 불리는 안정적인 에너지 상태를 유지한다. 항성의 내부 전체에 걸쳐 방사상으로 온도 기울기가 형성되어 있으며 이로써 열 흐름은 내부에서 바깥쪽을 향하게 된다. 항성 내부 모든 층에서 외부로 흘러나가는 에너지 흐름과 아래에서 각 층으로 밀려 올라오는 흐름은 그 양이 정확히 일치한다.
복사층은 복사열 전달로 에너지 흐름이 효율적으로 유지되는 지대이다. 복사층에서 플라즈마는 안정되게 존재하며 큰 움직임은 없다. 그러나 이 안정된 상태가 깨질 경우 플라즈마는 불안정해지고 대류 작용이 발생하며 대류층을 형성하게 된다. 이런 현상은 외곽층처럼 불투명도가 높은 곳 또는 중심핵 부분과 같이 높은 에너지 흐름이 발생하는 곳에서 일어날 수 있다.
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.
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.
행성
태양계 안의 행성은 물리적 특성에 따라 지구형 행성과 목성형 행성으로 분류된다. 이 기준을 적용하면 지구형 행성은 수성, 금성, 지구, 화성이고, 목성형 행성은 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이다. 또한 지구를 기준으로 궤도가 안쪽이면 내행성, 바깥쪽이면 외행성이라 부르기도 한다.
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. 예를 들면 태양의 경우 46억 년 전 영년 주계열에 도달하였을 때에 비해 지금의 태양은 밝기가 40퍼센트 정도 증가한 상태이다.
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
젊은 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 주계열 선상 중 한 곳에 위치하게 된다. 작고 차가운 적색 왜성들은 수소를 천천히 태우면서 주계열 선상에 길게는 수 조년까지 머무른다. 반면 뜨거운 초거성들은 수백만 년밖에 머무르지 못한다. 태양과 같이 질량이 중간 정도인 항성은 약 100억 년 동안 머무른다. 태양은 지금까지 일생의 절반 정도를 보낸 것으로 추측되며, 따라서 현재 주계열성 상태이다. 한 항성이 자신의 중심핵에 있던 수소를 다 소진하면, 주계열을 떠나기 시작한다.
항성 질량
항성은 보통 태어났을 때의 질량에 따라 그 운명이 결정되므로 질량 정도에 기준하여 항성의 종류를 나눈다. 태양질량 0.5배 이하의 별은 ‘질량이 매우 작은 별’로 점근거성가지(AGB) 단계를 거치지 않고 곧장 백색 왜성이 된다. ‘질량이 작은 별’은 태양 질량 1.8~2.2배(구성물질이 다르기 때문에 명확한 경계가 없다.)보다 작은 항성들로 점근거성가지 단계에 들어가며 여기서 축퇴하는 헬륨핵을 만든다. ‘중간질량 항성’은 태양질량의 7~10배 이하 항성들로, 헬륨융합 작용으로 축퇴하는 탄소-산소 핵을 만든다. ‘무거운 항성’은 최소 태양질량의 5~6배, 크게는 7~10배 이상의 항성으로 이런 별은 탄소 융합작용을 거쳐 중심핵이 붕괴된 뒤 초신성 폭발로 생을 끝마친다. 이런 거대한 천체는 죽은 뒤에 중심부에 항성질량 블랙홀을 남긴다.
행성
한국어에서 모든 태양계 행성의 이름은 별을 뜻하는 한자 별 성(星) 앞에, 고대 사람들이 그 행성의 속성이라고 믿었던 말이나 서양의 행성 이름을 번역한 말을 덧붙여서 되어 있다(중국어와 일본어도 그렇다). 지구는 그렇지 않은데, 그 이유는 고대 사람들은 지구도 행성이라는 것을 몰랐기 때문이다. 거의 모든 서양 언어에서는 그리스 신화에 등장하는 신의 이름을 따서 행성을 명명했다. 예를 들어, 토성을 뜻하는 단어 'Saturn'은 농업의 신 사투르누스(Saturnus)의 이름에서 따 왔다. 옛날에는 천동설을 믿었고, 태양과 달도 행성으로 믿었기 때문에 태양, 달, 화성, 수성, 목성, 금성, 토성의 이름을 빌려 일요일, 월요일, 화요일, 수요일, 목요일, 금요일, 토요일이 만들어졌다.
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.
은하
은하(銀河, )는 항성, 밀집성, 성간 물질, 암흑 물질 등이 중력에 의해 묶여져서 이루는 거대한 천체들의 무리이다. 은하를 뜻하는 용어 "갤럭시(galaxy)"는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"("γαλαξίας")에서 유래했다. 은하들은 작은 것들은 1천만(10) 개 이하의 항성으로 이루어져 있고, 큰 것들은 100조(10)여 개의 항성들을 가지고 있는데, 이 항성들은 모두 은하의 질량중심 주위를 공전하고 있다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하 주위를 공전한다.
항성
항성은 태양처럼 홀로 생겨나기도 하지만 두 개 이상의 별이 동시에 생겨 서로 공전하기도 한다. 다중성계 중 가장 흔한 것은 쌍성이다. 그러나 세 개 이상의 별로 이루어진 항성계도 발견된다. 안정된 공전 궤도를 유지하는 차원에서 세 개 이상의 별은 보통 계층 구조를 이루고 있다. 계층 구조란 행성 주위를 위성이 도는 것처럼 항성도 서로를 도는 작은 계가 다시 더 큰 계를 한 개체로서 도는 구도를 말한다. 성단과 같이 더 큰 항성계도 존재한다. 성단은 성협과 같이 별 몇 개가 느슨하게 묶인 집단으로부터 구상 성단처럼 수백 수천 개의 항성이 빽빽하게 뭉친 경우까지 다양하다.
행성 거주가능성
전형적인 예상치에 따르면 모든 항성계들 중 50퍼센트 이상이 쌍성이다. 이는 편향된 표본 선정의 결과일 가능성이 있다. 표본에 해당되는 별들은 밝고 질량이 크며 이들은 보통 쌍성 형태로 존재한다. 그러나 우주에는 이들 밝은 별보다 작고 어두운 별들이 훨씬 더 많으며 이들은 주로 단독성 형태로 존재한다. 따라서 어두운 별들까지를 다 고려하면 우주의 별들 중 3분의 2는 단독성 형태로 존재한다는 결론이 나온다.
항성계
세 개 이상의 항성이 중력으로 묶여 있는 항성계를 다중성계(multiple star system, 多重星系)라고 한다. 이보다 넓은 개념으로 다중성(多重星)이 있는데 이는 지구에서 보았을 때 세 개 이상의 별로 보이는 천체들을 일컫는 말이다. 다중성은 실제 중력에 의해 묶여 있을 수도 있고 단순히 지구에서 보았을 때 같은 방향에 있어서 가까이 있는 것처럼 보이는 안시다중성일 수도 있다.
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.
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.
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.
항수 (수학)
항수(項數) 또는 애리티(arity)는 수학, 논리학, 컴퓨터 과학에서 함수 또는 연산이 취하는 독립변수나 오퍼랜드의 개수를 가리키는 용어이다. 이항관계의 항수는 해당하는 카르테시안 곱의 정의역의 차원이다.
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.
항성
홑별(단독성)은 다른 항성과 중력적으로 묶여 있지 않고 홀로 고립된 항성이다. 우리의 태양은 대표적인 홑별이다. 이와는 달리 쌍성 혹은 다중성계는 두 개 이상의 항성이 중력으로 묶여 있는 구조이며, 보통 질량 중심을 기준으로 안정된 궤도를 형성하면서 공전한다. 두 별이 상대적으로 가까운 궤도를 그릴 경우 상호 작용하는 중력으로 인하여 항성 진화 과정에 큰 영향을 끼칠 수 있다.
점성술의 항성
신성과 초신성 뿐만 아니라 혜성과 유성체, 환일 그리고 심지어 무지개와 같은 천문 현상들을 포함하는 예측할 없는 천문 관측은 점성학적 유성들이라는 이름으로 모두 포괄된다. 프톨레마이오스에 따르면, 항성의 광도 변화는 그것이 있는 방향으로부터 불어오는 바람의 전조가 된다. 유성(流星)의 영문 용어인 "미티어"(meteor) 또는 라틴어로 "메테오르"는 지구의 위 또는 하늘에 있는 무엇을 뜻하는 "메테오론"(μετέωρος)에서 파생되었고, 따라서 특정 천문 현상을 의미하기도 한다. 영어로 유성체를 뜻하는 "미티어로이드"(meteoroid)와 기상학을 뜻하는 "미티어랄러지"(meteorology)와 같은 용어들도 그것과 같은 기원을 공유한다.
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.
거성
거성(巨星, )은 동일한 표면온도의 주계열성(또는 왜성)보다 반지름 및 광도가 상당히 큰 별이다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 주계열의 위쪽에 위치해 있으며 광도분류 II형 및 III형에 해당한다. 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.
항성풍
항성풍(恒星風, stellar wind)은 항성의 상층부 대기에서 분출되는 하전 입자의 흐름이다. 지구의 태양이 방출하는 항성풍은 태양풍이라고 부른다.
외계 행성 주인별
외계 행성 주인별은 하나 혹은 그 이상의 외계 행성을 거느리는 항성이다. 행성을 거느리는 항성을 영미권에서는 주인별(host star), 어미 항성, 어미별(parent star)로 부르기도 한다. 이는 항성과 행성을 부모와 자식의 관계에 비유한 것이다.
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.
항성분류
OB형은 실제 분광형의 기호가 아니라, OB성협에 존재하는 O, B, A(뜨거운 A형만 해당된다.)형 항성들을 통틀어 부르는 명칭이다.
항성분류
우리의 태양이 여기에 속한다는 이유 하나만으로 G형은 인류에게 가장 잘 알려진 별이다. 강한 칼슘II H, K선을 보이며 이는 G2형에서 가장 두드러진다. G형은 F형보다 수소선의 강도가 약하나, 이온화된 금속과 함께 중성금속선을 포함한다. 흔히 황색 왜성이라는 표현을 쓰지만, 이는 지구기준으로 우주에서는 흰색~옅은 청백색으로 관측된다. G형을 황색 항성진화 공백(Yellow Evolutionary Void)이라고 일컫기도 하는데, 초거성들의 분광형은 O-B, K-M 사이에서 왔다갔다 할 뿐 G형 근처에서는 오래 머물지 않기 때문이다. 그 이유로 G형은 초거성이 안정되게 존재하기 힘든 온도이기 때문이다. 태양계 주변의 주계열성 100개 중 한 개가 G형에 속한다.
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.
항성
별의 분광형 및 밝기, 우주 공간에서의 고유 운동을 통하여 항성의 질량과 나이, 화학적 조성 등을 알아낼 수 있다. 이 중에서도 질량은 그 항성의 진화 및 운명을 결정하는 가장 중요한 변수이다. 질량 외에도 항성의 특징을 결정하는 요인에는 진화 과정과 반지름, 자전 주기, 고유 운동, 표면 온도 등이 있다. 헤르츠스프룽-러셀 도표는 밝기와 표면 온도를 기준으로 항성의 분포를 나타내고 있으며, 이 도표를 통해 특정 항성의 나이 및 진화 단계를 알 수 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. 백색 왜성 주변에 주성(主星)으로부터 흘러 들어온 강착 물질이 일정량 쌓이면서 수소 핵융합이 가능한 질량까지 축적이 되면 폭발이 일어나게 된다. 일부 신성은 약한 강도로 주기적으로 폭발하기도 한다.
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.
항성
첫째, 항성 진화에서 겪는 변광 과정이다. 항성이 나이를 먹으면서 몇몇 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 변광성의 성질을 보이는 영역을 통과하게 된다. 이 단계를 보이는 항성을 맥동 변광성으로 부른다. 맥동 변광성은 시간이 지남에 따라 밝기와 반지름에 큰 변화를 보이며, 짧게는 몇 분에서 길게는 몇 년의 주기에 걸쳐 수축과 팽창을 반복한다. 이 부류에 속하는 항성에는 케페우스형 변광성과 미라형 변광성(장주기 변광성)이 있다.
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.
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.
목성
중국, 한국, 일본에서는 행성을 "목성"(木星)이라고 불렀는데, 중국의 오행에서 기원한 것이다. 중국의 도교에서는 행성을 삼성(三星) 중 복성(福星)으로 의인화 하였다. 그리스에서는 목성을 "타오름"을 의미하는 파에톤(Φαέθων)이라 불렀다. 베다 시대의 점성술에서, 힌두의 점성가들은 행성에 신들의 스승, "무거운 사람"을 의미하는 "구루"라고 자주 불리는 브리하스파티의 이름을 붙였다.
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.
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.
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.
항성분류
항성이 아닌 천체를 표현하는 분광형으로는 P와 Q가 있다. P는 행성상 성운을, Q는 신성을 나타낼 때 사용한다.
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.
주연감광
여기서 두 번째로 필요한 것이 항성대기의 유효온도 개념이다. 항성대기 내부에서 온도는 대개 항성의 중앙으로부터 멀어질수록 떨어지고, 기체들이 방출하는 복사는 온도에 강하게 속박된 함수다. 예컨대 흑체의 경우, 모든 분광을 적분한 세기는 온도의 네제곱에 비례한다(슈테판-볼츠만 법칙). 앞에서 우리는 항성대기 내부 복사가 광학적 깊이가 1인 지점에서 나오는 것이라고 근사했고, 그 지점은 원반상의 중앙에서 더 깊다. 더 깊다는 것은 온도가 더 높다는 것이고, 그러므로 복사세기도 커진다. 가장자리에서는 반대로 그 지점이 얕고, 온도가 낮고, 복사세기가 비교적 작다. 그래서 항성은 가운데가 밝고, 가장자리로 갈수록 어둡다.
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.
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.
토성
토성은 수십 개의 위성을 가지고 있다. 이 위성들은 대부분 얼음 덩어리로 이루어져 있고, 일부는 암석도 섞여 있다. 토성에는 현재 확인된 위성이 60개 이상이 있고, 공식적으로 이름이 붙여진 위성은 53개 이다. 목성의 가니메데에 이어 두 번째로 큰 위성인 타이탄은 주로 질소와 메탄으로 이루어진 짙은 대기를 보유하고 있는 유일한 위성으로 알려져 있다.
이와 같이 토성은 태양계에서 2번째로 위성을 많이 보유하고 있는 행성이다.
항성 핵합성
항성 핵합성(Stellar nucleosynthesis)은 항성 내부에서 무거운 원소의 원자핵을 형성하는 반응을 총칭하는 말이다.
항성 질량
항성 질량은 천문학자들이 어떤 항성의 질량을 표시할 때 쓰는 용어이다. 보통 ‘태양질량()의 몇 배’ 형식으로 표시하는데, 예를 들면 시리우스의 질량은 2.02 으로 표시한다. 어떤 항성의 질량은 생애주기동안 고정되어 있는 것이 아니라 외부적, 내부적 원인에 따라 변한다. 예를 들면 짝별로부터 물질을 흡수하면 질량은 늘어나며, 항성풍이나 맥동으로 물질을 뿜어내면 질량은 줄어든다.
고대의 행성
고대의 천문학자들은 어떻게 특정 광원들이 하늘의 다른 별들 사이를 가로지르며 이동하는지에 대해 유념하였으므로, 이라는 용어는 에서 유래했다. 그들은 그러한 객체를 라고 불렀다. 유사하게, 한자어인 행성(行星)은 의역하면 움직이는 별이라는 뜻을 지녔다. 그것들은 모두 일곱 개의 고대 행성을 구성했으며, 일곱 요일의 이름도 되었다. 즉, 태양(太陽 또는 日, Sun)의 날은 일요일(日曜日, Sunday), 달(月 또는 태음(太陰), Moon)의 날은 월요일(月曜日, Moon-day → Monday), 화성(火星, Mars)의 날은 화요일(火曜日, , ), 수성(水星, Mercury)의 날은 수요일(水曜日, Mercurii, Wednesday), 목성(木星, Juiter)의 날은 목요일(木曜日, Iovis, Thursday), 금성(金星, Venus)의 날은 금요일(金曜日, , ) 그리고 토성(土星, Saturn)의 날은 토요일(土曜日, Saturn-day → Saturday)이다.
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.
거대 행성
목성과 토성은 거의 대부분이 수소와 헬륨으로 이루어져 있으며, 전체 질량의 3~13 %가 그보다 무거운 원소로 이루어져 있다. 이들의 구조는 암석형으로 조성된 아마 용융되었을 핵과, 그 위의 액체 금속성 수소층을 둘러싸는, 수소 분자로 이루어진 외곽층으로 구성된 것으로 여겨진다. 수소 대기의 최외곽부에서는 대부분 물과 암모니아로 구성된 다양한 구름층을 볼 수 있다. 금속성 수소층은 각 행성의 대부분을 이루는데, 매우 높은 압력에서 수소가 전기 전도체가 되기 때문에 "금속성"(metallic)으로 표현된다. 중심핵은 아주 높은 온도(20,000 K) 및 압력의 환경에서 무거운 원소들로 이루어져 있을 것으로 여겨지지만 이들의 특징에 관해서는 심도 있게 연구되지 않았다.
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
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.
성간매질
성간매질(星間媒質, , ISM) 또는 성간물질(星間物質)은 은하 내의 항성 사이나 항성 바로 근처에 존재하는 물질이나 에너지를 나타낸다. 성간매질은 천체물리학에서 중요한 역할을 하는데, 특히 항성과 은하 사이에서 중요한 역할을 한다. 항성은 성간매질의 차가운 영역에서 생겨나며, 반대로 항성풍이나 초신성과 같은 것을 통해 성간매질을 풍부하게 만든다. 이러한 항성과 성간매질 사이의 상호작용은 은하가 가스 매질을 소진하는 속도를 결정하며, 즉 새로이 항성을 만들어 내는 은하의 수명을 결정한다.
목성
목성(木星, 라틴어: Jupiter)은 태양계의 다섯번째 행성이자 가장 큰 행성이다. 태양의 질량의 천분의 일배에 달하는 거대행성으로, 태양계에 있는 다른 모든 행성들을 합한 질량의 약 2.5배에 이른다. 목성은 토성과 마찬가지로 거대 기체 행성이다.(천왕성과 해왕성은 거대얼음행성). 목성은 고대 천문학자들에게도 잘 알려져 있었는데, 로마인들은 목성에 로마 신화의 신인 유피테르의 이름을 붙였다. 동양에서 목성의 명칭은 오행 중 하나인 나무(木)에서 유래되었다. 세성(歲星)이라고도 부른다. 목성은 지구에서 봤을 때 겉보기등급이 -2.94에 이르기 때문에, 반사광이 그림자를 형성하기에 충분할 정도로 밝다. 그래서 목성은 밤하늘에서 평균적으로 달과 금성 다음, 즉 세번째로 가장 밝은 천체에 해당한다.
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
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. 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.
거대 행성
거대 행성()은 무겁고 거대한 행성을 의미한다. 이들은 보통 암석 또는 다른 고체 물질보다는 비등점이 낮은 물질(기체 또는 얼음)으로 구성되어 있다. 무거운 고체 행성 또한 존재하기도 한다. 태양계에서 거대 행성으로 알려진 것으로는 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이 있다. 많은 외계 거대 행성이 다른 별을 공전하는 것으로 확인되어 왔다.
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.
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.) 앞서 구한 자료로부터 항성의 나이를 알아낼 수 있다.
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.
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.
유익한 행성
점성술에서 유익한 행성(有益之 行星, benefic planet) 또는 간단히 길성(吉星)은 매우 긍정적인 효과가 있다교 여겨진다. 전통적으로 목성이 가장 유익하다고 여겨지며, 금성은 보다 덜 유익한 지위에 할당되어오고 있다. 태양과 달 그리고 해왕성은 그것들의 효력에 있어서 적당히 행운이 있다고 여겨진다.
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.
행성상성운
그리고 그 이후 성운에서 만들어진 새로운 세대의 별들은 이전 세대의 별보다 더 높은 초기 금속 함량을 가지게 된다. 이러한 금속 원소는 여전히 별의 전체 구성 물질 중에서는 적은 양만을 차지하지만, 그래도 별의 진화 과정에 큰 영향을 미친다. 우주 초기에 형성되어 금속 함량이 적은 별들을 항성종족 2(Population II) 항성이라고 하고, 그보다 젊어서 금속 함량이 많은 별들을 항성종족 1(Population I) 항성이라고 한다. 이에 관한 자세한 정보는 항성종족 문서를 참조할 것.
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.
항성분류
탄소관련 항성은 스펙트럼상에 헬륨 삼중알파 융합과정으로 나온 탄소가 검출되는 항성이다. 대기 중의 풍부한 탄소량 및 평행 S-과정(중원소를 생산한다.) 때문에, 이들의 스펙트럼은 주계열 G, K, M형 항성들과는 많이 다르다. 이들 탄소관련 항성들 중 일부는 스스로 탄소를 만들어 내지만, 적지 않은 다른 탄소별들은 이중성으로, 백색 왜성인 동반성으로부터(동반성은 한 때 탄소별이었다.) 외곽 물질을 흡수했던 것으로 추측하고 있다.
항성 목록
기타
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.)
젊은 항성체
젊은 항성체(Young Stellar Object, 줄여서 YSO)는 진화의 초기 단계에 있는 항성을 말한다. 이 단계에 있는 항성은 크게 두 가지로 분류되는데, 첫째는 원시별이며 둘째는 전주계열성이다. 혹은 질량에 따라 세 가지로 분류할 때도 있는데, "무거운 YSO(MYSO)", "중간질량 YSO", "갈색 왜성"으로 나눈다.
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).
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.
항성
항성 대부분이 서로 중력으로 묶여 있는 다중성계를 구성하고 있을 것이라는 가정은 오랫동안 정설로 인정되어 왔다. 이는 매우 무거운 O나 B형 항성의 경우는 잘 들어맞는 가설이다. 이러한 무거운 별의 약 80퍼센트는 다중성계를 구성하고 있다. 그러나 질량이 작은 별일수록 홑별(single star)의 비율은 많아진다. 적색 왜성의 경우 85퍼센트가 홑별로 추측된다. 적색 왜성이 은하 내 항성 대부분을 차지한다면 우리 은하에 있는 별은 태어날 때부터 대부분이 홑별인 셈이다. 그러나 홑별이 차지하는 비중이 50퍼센트가 되지 않는다는 주장 도 있는 등 홑별과 그렇지 않은 계(系)의 비율은 논란의 대상이다.
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.
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.
항성분류
L형에 해당하는 천체는 차가운 적색왜성부터 뜨거운 갈색왜성까지이다. 온도가 높은 L형은 스스로 핵융합을 할 질량이 되지만, 차가운 L형은 그렇지 못하다. 항성으로 부르기에 부족한 질량 때문에, L형을 부를 때 L형 항성이 아니라 L형 왜성이라고 부른다. L형은 온도가 낮기 때문에 스펙트럼 상에서 알칼리 금속 및 수소화합물의 선이 검출된다. 온도는 1,300 ~ 2,000K 정도이다.
다음 목록은 지구에서 165광년 이내에 있는 L형 왜성들이다.
항성 자전
항성은 자전하면서 원심력 때문에 적도가 부풀어오른다. 항성들은 딱딱한 물질로 이루어져 있지 않기 때문에 자전 속도는 위치에 따라 다르다. 따라서 항성의 적도는 보다 높은 위도와는 다른 각속도로 회전한다. 이러한 한 항성 내 자전 속도 차이는 항성 자기장의 생성에 중요한 역할을 담당하고 있을 것이다.
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
둘째, 분출 변광성이 있다. 이들은 항성 플레어 방출 또는 질량의 대량 방출 등의 이유로 급격하게 밝기가 변화한다. 여기에 속하는 항성으로는 원시별, 울프-레이에 별, 플레어 별, 거성, 초거성 들이 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.
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.
내행성과 외행성
내행성(內行星, )과 외행성(外行星, )은 기준 행성의 공전궤도보다 상대적으로 안쪽을 공전하고 있는 행성과 바깥쪽을 돌고 있는 행성을 각각 일컫는 명칭이다. 예를 들어 지구를 기준으로 하면 수성과 금성이 내행성이며, 화성부터 해왕성까지가 외행성이 된다. 수성을 기준으로 하면 내행성이 없게 되고 해왕성을 기준으로 하면 외행성이 없다.
항성
가장 처음으로 신빙성 있는 항성 기록을 남긴 국가는 기원전 1534년 고대 이집트였다. 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.
점성술의 항성
비비안 E. 롭슨은 황도대 별자리의 바깥에 있는 많은 전통적인 별자리들도 천구 호의 큰 부분을 차지하고 있으며 일반적으로 회귀황도대의 몇몇 별자리의 일부와 겹쳐있다고 전한다. 프톨레마이오스는 인용에 의해 항성을 그것이 속한 별자리의 일부나 구조로 보았다.: 예를 들어, 그는 아크투루스를 목동자리의 "오른쪽 무릎"이라 불렀다. 알골이나 베텔게우스와 같은 서양식 이름의 대부분의 항성들은 아랍어에 기원이 있다. 1603년, 아우크스부르크의 법률가이자 천문학자인 요한 바이어는 별자리의 가장 밝은 항성들을 명명하기 위한 현재의 분류 체계를 소개했다. 그 체계에서, 항성들의 이름은 (거의) 밝기 순서의 내림차순으로 그리스어 철자와 그것들의 별자리 이름이 더해진다. 예를 들어, 사자자리의 가장 밝은 항성인 레굴루스는 "알파 레오니스"(α "Leonis")또는 사자자리 알파라고 불린다.
항성
별의 나이는 대부분 1억 살에서 100억 살 사이이다. 일부 별은 우주의 나이와 비슷한 137억 살 근처일 것으로 보인다. 이전까지 가장 나이가 많은 별은 HE 1523-0901(예상 수령은 132억 살)로 알려졌으나, 2013년 기준으로 가장 오래된 항성이자 천체는 HD 140283으로 그 추정 나이는 136억 6000만년에서 152억 6000만년 사이이다. 이에 NASA는 이 별에 성경에서 가장 장수한 인물로 나오는 므두셀라에서 딴 “므두셀라성(Methuselah star)”이라는 별명을 붙였다.
주계열
항성은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태워 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 이 핵융합이 진행되는 동안 항성은 주계열에 머무르게 되며, 주계열 안에서의 위치는 항성의 초기질량에 의해 주로 결정되고, 화학적 조성비도 약간의 영향을 미친다. 모든 주계열성은 중심핵의 핵융합으로 인한 열압력(바깥쪽으로의 힘)과 자체 질량으로 인한 중력(안쪽으로 향하는 힘)의 크기가 균형을 이루는 정역학적 평형 상태에 있다. 중심핵에서 생성된 에너지는 표면으로 올라와 광구에서 복사의 형태로 방출된다. 중심핵에서 표면까지 에너지가 전달되는 방식은 복사일 수도 있고 대류일 수도 있는데, 보통 대류는 온도 기울기가 가파른 곳, 또는 불투명도가 큰 곳, 둘 다 해당되는 곳에서 일어난다.
항성
태양 질량의 0.4배 이상 천체
토성
토성(土星，라틴어: Saturnus)은 태양으로부터 여섯 번째에 있는 태양계의 행성으로, 진성(鎭星)으로도 불렀다. 토성은 태양계 내의 행성 중 목성에 이어 두 번째로 크며, 지름은 약 12만 킬로미터로, 지구의 9.1배이며 부피는 760배에 달한다. 이에 비해 질량은 지구의 95배 밖에 안되기 때문에 토성의 평균 밀도는 0.7g/cm에 지나지 않는다. 그리고 토성의 표면 중력은 지구와 비슷하다. 토성은 목성, 천왕성, 해왕성과 함께 목성형 행성으로 분류된다.
항성진화
처음 태어나는 항성들은, 항성의 재료가 되고 남은 분자구름 속에 예외없이 깊숙이 감추어져 있으며, 가시광선으로 볼 수 없다. 종종 이렇게 아기별들을 품은 분자구름은 주변 가스가 방출하는 밝은 빛에 대비되어 실루엣 형태로 드러나기도 한다. 이들을 보크 구상체라고 부른다.
질량이 작은 항성 목록
이론상으로 항성이 되기 위해서는 질량이 목성의 최소 75~87배는 되어야 한다. 그러나 아래 목록에는 상기 질량보다 작음에도 적색 왜성으로 분류되는 것들도 있다. 이는 갈색 왜성과 적색 왜성을 명확히 구별하는 기준이 없다는 뜻이다.
유성
유성(流星; )은 별똥 또는 별똥별이라고도 하며, 유성체()가 지구 대기권으로 매우 빠른 속도로 돌입하여 밝은 빛줄기를 형성하는 것이다. 유성은 지구 대기에서 일어나는 현상이며, 스스로 빛을 내는 항성과는 다른 것이다.
외계 위성
일반적으로 위성은 행성 주위를 도는 존재이지만, 갈색 왜성 주위를 행성급 천체가 돌고 있다는 사실이 발견되면서 행성과 위성 사이의 구별은 모호하게 되었다(갈색 왜성은 가스 행성보다는 훨씬 더 무겁지만, 질량이 작아서 항성이 되지 못한 천체이다). 이 혼란스러움을 해결하기 위해 국제 천문 연맹은 행성을 '실제 질량이 중수소가 열핵 반응을 일으킬 수준 아래에 있는 천체'(태양 정도의 중원소를 포함하고 있다고 가정할 경우 목성질량의 13배 수준) 및 '항성 또는 항성의 잔해 주위를 돌고 있는 천체'(만들어지는 과정에 상관없이)로 정의했다.
항성
별은 전 우주 차원에서는 균일하게 퍼져 있지 않다. 그러나 은하 단위로 살펴보면 성간 가스 및 성간 물질과 함께 균일하게 무리를 짓고 있다. 전형적인 은하에는 수천억 개의 별이 있으며 관측 가능한 우주 내에 존재하는 은하의 수는 총 1천 억 개에 이른다. 별은 주로 은하에 존재하는 것으로 알려졌지만 은하와 은하 사이 공간에 있는 별도 발견되었다. 천문학자들은 관측 가능한 우주 영역 내에 적어도 700해(垓) 개에 이르는 항성이 존재한다고 생각하고 있다. 이 수효는 4천억 개의 별로 이루어진 우리 은하를 1천 750억 개 모아야 채울 수 있는 수치이다.
유효온도
광도 L의 항성에서 D만큼 떨어져 있는 한 행성을 예로 들 수 있다. 항성은 균일하게 전 방향으로 에너지를 방출하며, 행성은 항성으로부터 멀리 떨어져 있고, 반지름 r의 행성이 반지름 D의 구체 표면에 퍼지는 항성의 에너지를 대신 받는다고 가정한다. 그런데 행성은 항성으로부터 받는 에너지의 일부를 반사하며, 이를 수치로 표현한 것이 반사도이다. 반사도 1은 모든 복사 에너지를 반사하는 것이며, 반사도 0은 모든 에너지를 흡수한다는 의미이다. 반사도를 A로 표시하면, 행성이 흡수하는 에너지는 다음과 같이 나타낼 수 있다.
행성
수성, 금성, 화성, 목성, 토성은 고대 동양에서도 쉽게 관측되었다. 다른 별 사이를 움직여 다니는 다섯 별을 본 고대 동양인은 이 별들에게 음양 오행설에서 따온 “화(불), 수(물), 목(나무), 금(쇠), 토(흙)”이라는 특성을 부여했다. 이들은 화성, 수성, 목성, 금성, 토성으로서 현재 한국에서 사용하는 행성의 명칭이 되었으며, 구한말 이전에는 歲星(세성=목성), 熒惑(형혹=화성), 鎭星 또는 塡星(진성=토성), 太白(태백=금성), 辰星(진성=수성)으로도 불리고 기록되었다.
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.
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.