태양의 질량은 얼마인가?
태양
태양의 수명은 약 123억 6500만년이고 핵우주 연대학에 따르면 45억 6720만년 전에 형성되었다. 분광형은 G2V이며 비공식적으로 "노란색 별"로 불리는데, 그 이유는 태양이 지구에서 황색으로 보이기 때문이다. 실제로는 가시광 복사가 스펙트럼상 초록 부분에서 가장 강렬하다.. 다만 실제로 우주에서 보면 태양은 g형 주계열성이므로 흰색으로 보인다. 이 분광형 표시에 있어서 G2는 태양 표면의 유효 온도가 약 5,778K켈빈임을, V는 우주의 다른 대다수 별과 마찬가지로 태양이 원자 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 주계열성임을 뜻한다. 태양은 중심핵에서 초당 4억 3천만~6억 톤의 수소를 태운다. 태양은 천문학자들에게 있어 한때는 작고 상대적으로 눈에 띄지 않는 별이었으나 이제는 우리 은하 별들 중에서 밝은 축에 드는 존재로 인정되고 있다. 우리 은하 별 대부분(90퍼센트)은 작고 어두운 적색 왜성이다. 이들은 아무리 밝아도 태양 밝기 10%에 불과한다. 태양의 지름은 약 139만 2천 킬로미터로 지구보다 109배 크며, 질량은 2 킬로그램으로 지구보다 약 33만 배 무거워 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지한다.
태양 질량 약 4분의 3은 수소, 나머지 4분의 1은 대부분 헬륨이다. 총질량 2퍼센트 미만이 산소, 탄소, 네온, 철 같은 무거운 원소들로 이루어져 있다. 태양의 뜨거운 코로나는 우주 공간으로 연속적으로 뻗어 있으며, 여기에서 대략 100천문 단위 거리 태양 권계면까지 뻗어 있는, 대전(帶電)된 입자의 흐름인 태양풍이 만들어진다. 태양풍이 만들어 낸 성간 매질 속 거품 구조인 태양권은 태양계 내에서 가장 거대한 구조이다. 태양은 백색광을 내지만 지구 표면에서 볼 때 파란색 빛이 일으키는 대기 산란 때문에 노란색으로 보일 수 있다. 태양은 지구와 대략 1억 4960만 킬로미터(1천문단위) 떨어져 있으나, 정확히는 매년 1월 근일점에서 가장 가까워지고 7월 원일점에서 가장 멀어진다. 빛이 태양을 출발하여 이 거리를 지나 지구까지 오는 데에는 약 8분 19초가 걸린다. 태양의 절대 등급은 +4.83이나 지구에서 가깝기 때문에 겉보기 등급은 -26.74로 아주 밝게 보인다.
포말하우트
금속함량은 태양에 비해 약간 적은데 이는 포말하우트의 구성물질 중 수소·헬륨보다 무거운 물질이 차지하는 비중이 태양보다 작다는 뜻이다. 금속함량은 보통 광구에 있는 수소 중 포함된 철의 양으로 나타낸다. 1997년 분광기를 이용하여 측정한 결과 태양 금속함량의 93%가 나왔다. 같은 해 두 번째 발표에서는 포말하우트의 금속함량이 이웃별 남쪽물고기자리 TW와 똑같은 78%이고 이는 두 별이 물리적으로 연결된 동반천체의 증거라는 주장이 나왔다. 2004년 포말하우트의 항성진화 모형을 구성하여 나온 수치는 태양의 79%였다. 2008년 분광기로 측정한 값은 앞의 결과들보다 확연히 낮은 태양의 46%였다.
태양질량
1년의 길이, 태양에서 지구까지의 거리(1AU), 중력상수(G)를 알면 다음 공식에 의거하여 태양질량을 구할 수 있다.
항성
모든 별은 가스를 우주 공간으로 지속적으로 방출하는데 이를 항성풍이라고 한다. 대부분의 별의 경우 항성풍으로 잃는 질량은 미미하다. 태양은 매년 자기 질량의 10배 만큼의 가스를 항성풍으로 날려 보내는데 이 추세라면 태양은 자신의 일생 동안 자기 질량의 1만분의 1을 잃는 셈이다. 그러나 매우 무겁고 밝은 별은 매년 태양 질량의 10배에서 10배에 해당하는 질량을 방출하며 이는 이들의 진화 과정에도 영향을 미친다. 처음 태어날 때 태양보다 50배 이상 무거운 별은 일생 동안 자기 질량의 절반 정도를 날려 보낸다.
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. 그러나 이런 별의 수명은 우리가 아는 우주의 나이(137억 년)보다 길기 때문에 아직까지 흑색 왜성으로 진화한 사례는 없다.
OGLE-TR-122
반성 OGLE-TR-122b의 반경은 태양의 12퍼센트로 이는 목성보다 약 20퍼센트 정도 더 큰 수치이며, 질량은 태양의 9퍼센트(또는 목성의 약 95배 정도)이다. 여기서 이 별의 밀도가 태양의 50배에 달하는 것을 알 수 있다. OGLE-TR-122b의 질량은 항성이 지닐 수 있는 가장 작은 질량인, 태양의 7 ~ 8퍼센트 수준(이 질량이 넘어가야 핵융합 작용이 시작된다)에 근접해 있다. OGLE-TR-122b가 주성 앞을 지나가면서 가리는 현상이 관측되었기 때문에, b는 목성 크기 정도의 별이 실제로 존재함을 입증하는 첫 번째 사례가 되었다.
태양 상수
태양 상수( , )는 선속 밀도의 값으로서, 1 천문단위의 거리에서 태양 전자기파(태양 복사 조도)의 평균을 전자기파 파면에 수직하는 단위면적으로 나눈 값이다. 태양 상수는 가시광선 뿐만 아니라 모든 종류의 태양 방사선을 포함하고 있다. 위성에서 측정한 태양 상수의 값은 태양활동 극소기에 대략 1 제곱미터당 1.361 킬로와트 (1.361 kW/m²)로 나타났고, 극대기에는 이보다 0.1% 큰 값으로 나타났다(1.362 kW/m²). 태양 "상수"는 CODATA의 물리 상수가 아니며, 이는 이 상수가 빛의 속력처럼 완벽히 변하지 않는 상수가 아님을 말한다. 태양 상수는 그저 연속적으로 변화하는 값의 평균에 불과하며, 지난 400년간 0.2% 내외로 변화하였다.
은하수
태양의 궤도는 거의 타원이고, 은하 나선 팔과 균일하지 않은 질량 분포 때문에 섭동을 가진다고 생각된다. 게다가, 태양은 은하면과 비교하여 궤도에 대해 약 2.7배 상하로 진동한다. 이것은 간단한 조화진동자가 감폭하는 기간 없이 작동하는 방법과 매우 유사하다. 이 진동은 종종 지구에서의 대멸종 기간과 동시에 일어난다. 짐작컨대, 은하 면 가까이의 별들의 높은 밀도가 더 잦은 충돌 사건을 일으킨다.
태양계가 한 번 공전하는 데에는 2억 2천 5백만~2억 5천만년 정도 걸린다. 그래서 태양은 일생동안 20~25번 공전할 것으로 생각된다. 은하의 중심에 대한 태양계의 공전 속도는 약 220 km/s이다. 이 속도로, 태양계는 1광년을 이동하는 데 대략 1,400년이 걸리고 1AU를 이동하는 데 8일이 걸린다.
제단자리 알파
제단자리 알파별의 질량은 태양의 약 9.6 배이며 반지름은 태양의 4.5 배이다. 밝기는 태양 광도의 약 5,800 배이며 외곽 대기의 유효온도는 18,044 켈빈이다. 이 정도의 표면온도에서 제단자리 알파는 우리 눈으로 볼 때 전형적인 B형 항성의 색인 청백색으로 빛난다. 변광성의 성질을 보여주기도 하는데 겉보기 등급이 2.76 ~ 2.90 사이에서 변화한다.
질량
여기까지 언급하지 않은 질량의 단위로는 주로 영국에서 쓰는 파운드(lb), 입자물리학에서 볼 수 있는 플랑크 질량(m), 천문학에서 볼 수 있는 태양질량등이 있다.
케플러-14
쌍성계 구성원 둘 사이는 멀리 떨어져 있으나 지구로부터의 거리 때문에 연구진은 광점을 두 별로 분리해낼 수 없었다. 따라서 기존 연구는 쌍성이 아니라 단독성이라는 가정하에 물리적 특징을 분석했다. 케플러-14를 단독성으로 가정했을 때 별의 분광형은 F형에 질량은 태양의 1.512배, 반지름은 태양의 2.048배, 유효 온도는 6395 켈빈(이는 태양보다 훨씬 뜨거운 값이다.), 금속함량은 0.12(태양의 132%)로 나왔다. 케플러-14 구성원 둘이 동시에 태어났다고 가정하면 이들의 자이로연대기적 나이는 약 22억 년일 것이다.
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.
표준 중력 변수
태양의 중력 변수는 태양 중력 상수 또는 태양의 지오퍼텐셜로 불리며, 1.327 124 400 18m s와 같다.
태양
편평도는 약 900만 분의 1이고 이는 태양의 양극간 지름과 적도 지름이 불과 10킬로미터밖에 차이나지 않음을 뜻한다. 태양은 플라스마가 뭉친 상태로 존재하며 딱딱한 고체가 아니다. 태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 자전한다. 이를 차등 회전으로 부르며 태양 내부 대류 및 질량 이동의 원인이 된다(태양 중심부에서 외곽부로 나가면서 급격한 온도 그래디언트를 보여주기 때문이기도 하다). 이 질량은 태양 북극 방향에서 볼 때 태양의 시계 반대방향 각운동량 일부를 옮겨 각운동량을 재배분한다. 이 ‘실제 자전’ 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일이다. 그러나 지구가 태양을 돌면서 우리가 태양을 바라보는 위치는 변하기 때문에 적도상에서 우리 눈에 보이는 ‘겉보기 자전’ 주기는 약 28일이다. 이처럼 느린 자전에서 나오는 원심력 효과는 태양 적도상 표면 중력 18분의 1에 지나지 않는다. 행성의 조석 효과는 더 약하여 태양 겉모양에 별다른 영향을 미치지 못한다.
하다르
시선 속도를 이용하여 하다르 구성원들의 질량을 구할 경우 밝은 A와 B가 거의 비슷한 덩치의 쌍둥이임을 알 수 있다(태양 질량의 10~11배). HR 도표로부터 구한 각각의 밝기는 태양의 15,500배이며 반지름은 태양의 8배 정도이다.
R136
R136 성단은 몇 부분으로 나눌 수 있다. 중앙부의 R136a는 한때 질량이 태양의 1500배에 광도가 3000만배, 온도는 55000K에서 60000K고 직경은 8000만km에 달하는 초거성이라고 여겨졌었다. 하지만 R136a의 진짜 모습은 스페클 영상화에 의해 해명되었는데, 12개의 질량이 크고 광도가 높은 항성으로 구성된 성단인 것으로 밝혀졌다. 이 항성들의 질량은 태양질량의 37배에서 76배로 계산된다. 또한 3개의 아주 밝은 항성(R136a1, R136a2, R136a3)들이 각각 불과 0.1초, 0.48초 각도 차이로 떨어져 존재한다. 이 중 R136a1은 질량이 태양의 265배로 알려져, 현재까지 발견된 항성 중 가장 무겁다. 또한 광도가 태양의 1000만배로 가장 밝은 항성이기도 하다. R136은 독거미 성운이 방출하는 빛과 열의 거의 대부분을 차지한다. 성단의 질량은 태양의 45만배로 여겨지고, 시간이 흐르면 구상성단이 될 것으로 추측되고 있다.
태양계의 형성과 진화
이 중력 붕괴가 일어난 부분(전태양 성운) 이 태양으로 되었을 것이다. 전태양 성운의 지름은 7천~2만 천문단위였으며, 총 질량은 태양의 1.001배에서 1.1배였다. 구성 성분은 수소와 헬륨(빅뱅 때부터 존재한 원소)이 98퍼센트, 중원소(최초 별들이 죽음을 맞으면서 우주 공간에 분출한 원소들)가 나머지 2퍼센트로 지금의 태양과 거의 같았다.
밝은 청색변광성
LBV의 질량은 이론상 항성 질량의 상한선이라는 태양의 150배에 이른다. 만일 질량이 150배 이상일 경우, 자체 중력보다 복사압이 강해져 항성이 형체를 유지할 수 없게 된다. 이들은 항성풍이 자신의 질량을 꾸준히 우주 공간으로 날려 보내는 덕분에 유체정역학적 균형을 겨우 유지하고 있다.
태양계
태양은 종족 I 항성에 속하는데, 우주 진화의 후기 단계에 태어났으며, 따라서 수소 및 헬륨보다 무거운 ‘금속’을 이전 세대인 종족 II 항성보다 많이 품고 있다. 수소 및 헬륨보다 무거운 원소는 오래전 폭발한 무거운 별의 중심핵에서 만들어진다. 따라서 우주가 태어난 뒤 생겨난 1세대 항성의 내부에는 이러한 무거운 원소가 없었을 것이며, 1세대가 죽음을 맞으면서 우주에는 무거운 물질이 흩어지게 되었다. 태양에 이처럼 무거운 원소가 풍부하다는 사실은 태양 주위에 행성계가 형성되어 있는 현실과 밀접한 연관이 있어 보이는데, 그 이유는 행성은 금속함량이 중력으로 뭉치면서 태어나기 때문이다.
까마귀자리 베타
관측기구로 잰 베타의 각지름은 3.30 ± 0.17 밀리초각이다. 지구로부터 이 별까지의 거리가 약 146 광년(45 파섹)이므로 이로부터 베타의 실제 반지름은 태양의 약 16배임을 알 수 있다. 질량과 반지름으로부터 별의 밝기는 태양의 약 164배가 나온다. 수소 및 헬륨보다 무거운 원소의 대기 내 포함비율(천문학에서는 보통 중원소라고 부른다.)은 태양과 비슷하다.
HE 1523-0901
HE 1523-0901의 질량은 태양의 80퍼센트 수준이다. 남반구에서 날씨가 좋을 때 작은 망원경을 사용하면 관측할 수 있다. 이 별은 북반구에서도 위도가 낮은 곳에서는 관측이 가능하다.
항성진화
좀 더 질량이 무거운 별들의 경우 중심핵의 온도가 천만 켈빈 정도에 이르게 되며, 양성자-양성자 연쇄 반응이 발동되고 수소가 핵융합을 일으키면서 중수소를 거쳐 헬륨으로 변환된다. 태양질량보다 근소하게 무거운 별들의 경우, CNO 순환으로 대부분의 에너지를 생산한다. 중심핵에서 생산된 에너지를 통해 복사압이 형성되며 이 복사압은 위에서 누르는 무게에 저항하여 항성이 중력붕괴를 일으키는 것을 막는데, 이 상태를 유체정역학적균형 상태라고 한다. 이때부터 항성은 안정된 크기를 유지하게 된다.
새로 태어난 별들은 크기와 색이 제각각이다. 이들의 분광형은 뜨겁고 푸른 색에서부터 차갑고 붉은 색까지 걸쳐 있다. 질량은 최소 태양의 0.085배에서 최대 20배 이상까지 다양하다. 한 항성의 밝기와 색은 표면 온도에 달려 있으며, 이 차이를 결정하는 근본적인 요인은 질량이다.
태양풍
태양계에서, 태양풍의 구성은 태양 코로나의 구성과 동일하다. 즉 73%의 이온화 수소와 25%의 이온화 헬륨, 일부 불순물이 그것이다. 이러한 구성은 플라스마 형태로 존재하며, 플라스마는 95%의 이온화 수소와 4%의 이온화 헬륨, 0.5% 이하의 소수 이온으로 구성된다. 정확한 구성은 편차가 크기 때문에 측정하기 힘들다. 태양풍의 시료를 채취하여 귀환하는 임무를 지닌 제네시스가 2004년 지구로 귀환했으며, 현재 분석중이다. 하지만, 지구 대기에 재돌입할 때 낙하산이 고장난 관계로 불시착하며 피해를 입은 이유로, 태양 표본이 오염되었을 가능성도 있다.
양자리 30 Bb
이 행성의 최소 질량은 목성의 10배에 가깝다. 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 양자리 30 Bb의 실제 질량은 밝혀지지 않았다. 십여 년 내로 측정천문학적 기술을 이용하여 이 천체의 궤도경사각을 밝혀낼 수 있을 것이며, 결과에 따라 이 천체가 행성인지 갈색 왜성인지를 판가름지을 수 있을 것이다. 다만 최소 질량을 기준으로 놓고 보더라도 이 행성은 내부열 때문에 표면 온도는 수백 켈빈 정도로 뜨거울 것이다. b가 어머니 항성으로부터 떨어진 거리는 지구와 태양 거리보다 고작 0.005 천문단위(70만 킬로미터) 가까울 정도로 비슷하다. 그러나 이는 평균거리이며, 실제 b의 이심률은 매우 크다. b는 별에 가까울 때는 0.708 천문단위까지 다가서며(이는 금성 거리보다 좀 더 가깝다), 멀어질 때는 1.283 천문단위까지 물러난다(이는 지구와 화성의 중간 정도 거리이다). 이 행성은 수많은 외계 위성을 거느리고 있을 가능성이 있다. 가능성은 적으나 화성, 지구 혹은 그보다 더 무거운 슈퍼지구급 천체를 아들 위성으로 거느릴 수도 있을 것이며, 이런 위성에서는 외계 생명이 자라날 수도 있다.
시리우스
시리우스 A의 질량은 태양의 두 배가 넘는다. 천문 간섭계로 잰 각지름은 5.936±0.016밀리초각이다. 자전속도는 초당 16킬로미터로 A형 주계열성 중에서는 느린 편이다. 따라서 적도가 부풀어 있지는 않을 것이다. 비슷한 덩치의 베가와 비교하면 차이는 더욱 명확해지는데, 베가는 초당 274킬로미터라는 맹렬한 속도로 돌고 있기 때문에 적도가 크게 부풀어 있다. 시리우스 A 표면에서 약한 자기장이 관측되고 있다.
태양반경
태양의 반지름은 지구의 약 109배에 이른다.
태양계
행성과 태양이 하나의 과정에서 함께 형성되는, 이 일원론적인 이론은 치명적인 결점이 있다. 이 이론은 태양계의 대부분의 각운동량이 태양 안에 있다고 제안하고 있다. 그러나 실제로 그렇지 않다. 태양계 질량의 99.86%의 질량을 가진 태양은 태양계 형성 시의 각운동량의 오직 0.5%만을 가진다. 그 외 나머지 각운동량은 행성의 궤도에 포함된다. 이로 인해 19세기의 모든 이론은 성공적이지 못했다. 비록 과학적 원리에 바탕을 한 이론일지라도 관찰된 내용과 일치하지 않았고, 결국 폐기되어야 했다.
수성
수성은 지구형 행성 중 하나로, 표면은 암석으로 이루어져 있다. 수성은 태양계 행성들 중 가장 반지름이 작은 행성으로, 구체적인 크기는 2439.7 km이다. 특히, 태양계 내 위성 중, 가니메데나 타이탄은 수성보다 반지름이 크다(그러나 수성은 이들보다는 더 무겁다). 수성은 질량의 70 %는 금속, 나머지 30 %는 규산염 물질로 이루어져 있다.
수성의 밀도는 지구의 5.515 g/cm³다음으로 큰 5.427 g/cm³이다. 그러나 지구는 자체 중력의 영향으로 내부 물질이 더 조밀하게 뭉쳐 있기 때문에, 압축되지 않은 조건에서 비교할 경우 수성의 밀도는 5.3 g/cm³으로 지구의 4.4 g/cm³보다 크다. 이를 통해 실질적으로 수성이 태양계 행성들 중 가장 밀도가 큰 천체임을 알 수 있다.
수성의 밀도를 알아내서 내부 구조를 추측할 수 있다. 지구의 밀도는 수치상으로는 크지만 사실 자체 중력으로 인해 내부가 압축된 상태임에 반해, 수성은부피가 지구보다 훨씬 더 작고 내부 또한 그리 압축되어 있지 않다. 이 같은 수성의 큰 밀도는 내부 핵 크기가 크고, 핵에 포함된 철 함량이 풍부하다는 것을 의미한다. 지질학자들은 수성의 핵 부피가 전체 대비 42 %(지구는 17 %)일 것이라고 추측하며, 특히, 최근 연구로 수성의 핵이 용융 상태라는 것이 밝혀졌다.
컨투어 (우주선)
컨투어 탐사선은 70kg의 하이드라진 연료와 377kg의 스타 30BP 추진기를 가지고 있었고, 합해서 775kg의 무게가 나왔다. 태양 전지는 태양으로부터 0.75~1.5 AU의 거리에서 작동하도록 설계되었었다. 세 개의 축이 혜성과 만날 때에는 우주선의 회전을 멈추게 했고, 그 사이에는 안정화된 회전을 할 것이었다.
태양계의 형성과 진화
태양계의 진화 과정에서, 이 시점의 태양은 황소자리 T형 항성 형태였을 것으로 추측된다. 다른 황소자리 T형 항성들을 연구한 결과, 이들은 태양 질량의 0.001배에서 0.1배에 이르는 원시 행성계 원반을 거느린 경우가 많은 것으로 드러났다. 이러한 원반들은 수백 천문단위까지 펼쳐져 있으며(허블 우주 망원경이 오리온성운의 항성 생성 영역을 관측한 결과 1,000천문단위까지 펼쳐진 원시 행성계 원반들을 관측할 수 있었다.), 온도는 그리 높지 않고, 가장 뜨거운 곳도 수천 켈빈 정도에 불과했다. 이후 5천만 년이 흘러서, 태양의 중심핵 부분의 온도 및 압력은 매우 높아지거나 커져서 수소는 융합 작용을 일으키기 시작한다. 태양의 내부에서 융합 작용을 통해 발생하는 복사압과 중력으로 말미암아 수축하려는 힘이 평형을 이루면서 유체 정역학적 균형 상태가 만들어지게 되었다. 이 시점에서 태양은 어엿한 주계열성의 단계에 접어들게 된다. 주계열성은 중심핵 부분에 있는 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 존재이다. 현재 태양은 주계열성 상태에 있다.
시리우스
시리우스 B의 질량은 태양과 거의 같으며(태양의 98%) 이는 지금까지 발견된 백색 왜성 중에서도 매우 무거운 편에 속하는 값이다. 대부분의 백색 왜성 질량은 태양의 50~60퍼센트 수준이다. 그러나 B는 밀도가 매우 높은데 대략 태양 정도의 질량이 지구와 비슷한 부피에 압축되어 있다. B의 표면 온도는 25,200켈빈이다. 그러나 별 내부에 열을 발생시키는 근원이 없기 때문에 시리우스 B는 남은 열을 20억 년 이상의 기간에 걸쳐 우주로 내보내면서 천천히 식어갈 것이다.
태양
태양 반지름 0.25 ~ 0.7배에 해당되는 층에서 태양 내부 물질은 뜨겁고 농밀해지고, 중심핵의 뜨거운 열을 바깥으로 전달하는 열복사가 일어나기에 충분한 환경이 된다. 이 층에서는 열적 대류는 전혀 일어나지 않는 반면 내부 물질은 위층으로 올라갈수록 냉각된다(700만 켈빈에서 200만 켈빈까지 떨어진다). 이 온도 그래디언트는 단열감률(斷熱減率) 값보다는 작기 때문에 대류 원인이 되지는 않는다. 열은 복사를 통해 이동한다. 수소와 헬륨 이온은 광자를 방출하는데 이는 매우 짧은 거리를 여행한 뒤 다른 이온에 재흡수된다. 복사층 하단에서 최상층으로 올라가면서 밀도는 백분의 일(20 g/cm에서 0.2 g/cm)로 떨어진다.
금속함량
태양의 금속함량은 전체 질량의 1.6% 정도이다. 다른 항성들의 경우 금속함량을 보통 [철/수소]([Fe/H])로 표시하는데, 이는 태양 대비 해당 항성의 금속함량비를 로그로 표현한 것이다. (철은 중원소 중 가장 많지는 않으나, 스펙트럼상 가시광 영역에서 감지하기가 제일 쉬움) 해당 로그 표현식은 다음과 같다.
HD 5319
이 별의 반지름은 태양의 3배 이상이기 때문에 부피는 태양의 35배 정도 된다. 질량은 태양의 1.5배이므로 밀도는 매우 낮다.
태양 상수
대기권 최상부에서 지구에 직접 닿는 태양 복사 조도는, 지구의 공전에 따른 지구와 태양 간의 거리 변화에 따라 1년에 약 6.9% 정도로 계속해서 변동하며(1월 초에는 약 1.412 kW/m², 7월 초에는 약 1.321 kW/m²), 하루로 계산하면 0.1% 미만으로 변동한다. 따라서, 지구 전체(단면적 127,400,000 km²)에 대한 일률은 1.730×10 W (또는 173,000 테라와트)이고, 변화 범위는 ±3.5%(1년 당 변동 범위인 6.9%의 절반)이다. 태양 상수는 긴 시간 동안에는 상수로 존재하지 않지만(태양 주기 참조), 1년 단위에서는 태양 상수의 변화량이 대기권 최상부에서 측정되는 태양 복사 조도의 변동값보다 적은데, 이는 태양 상수는 1 천문단위라는 고정된 거리에서 측정되지만, 태양 복사 조도는 지구와 태양 사이의 거리, 즉 지구의 이심률에 영향을 받기 때문이다.
카라 (항성)
카라는 태양보다 근소하게 중원소 함량이 적다. 이는 헬륨보다 무거운 원소의 함량이 태양에 비해 낮음을 뜻한다. 그러나 이 별은 질량, 밝기, 연령 등 여러 면에서 태양과 비슷하기 때문에, 유사 태양으로 불린다. 물리적으로 카라의 질량은 태양보다 3% 정도 더 무겁고 반지름은 12% 더 크고, 15% 더 밝다.
트리톤 (위성)
트리톤은 태양계에서 7번째로 큰 위성이고 행성까지 포함하면 16번째로 큰 천체이다. 심지어 트리톤은 왜행성인 명왕성이나 에리스보다도 약간 크다. 트리톤은 해왕성 궤도 내 질량의 99.7%를 차지하고 있다. (즉 행성의 고리와 13개의 다른 위성을 다 합친 질량) 태양계의 알려진 위성들 중 트리톤보다 작으면서 무거운 위성은 없다. 밀도는 2.061 g/cm고 온도와 화학적 조성은 명왕성과 비슷하다.
질량순 태양계 천체 목록
이하 표는 10 kg ~ 10 kg 범위의 질량을 가진 천체들의 목록이다. 목록 중 무거운 테티스, 세레스, 미마스 등은 유체정역학적 균형 상태(회전 타원체)에 있지만, 목록 중 가벼운 쪽에 있는 것들(예: 아말테아, 야누스)은 둥근 모양에 가까운 외관을 가지고는 있으나 구형은 아니며, ‘불규칙’으로 표시했다.
태양
태양(太陽)은 태양계 중심에 있으며 지구에서 가장 가까운 항성이다. 본래 한국어로 해라고 하며, 태양이란 한자어는 음양(陰陽: "물과 불", "그늘과 볕", "차가움과 뜨거움" 등)가운데 가장 큰(太) 양(陽)이라는 뜻이다. 지구를 비롯한 태양계 여러 행성과 소행성, 유성, 혜성 등의 천체가 태양을 중심으로 돌고 있다. 지구는 태양을 일정한 궤도로 공전하고 있으며, 그렇기 때문에 지구에서 바라보는 태양은 연중 일정한 궤도를 운행하는 것처럼 보인다. 이 궤도를 황도라 한다. 지구는 태양을 공전하는 것 외에도 스스로 24시간에 1회 서에서 동으로 자전하기 때문에, 지구 표면에서 관측자 눈에는 태양이 동쪽 지평선에서 떠올라 일정 시간 동안 하늘을 서쪽으로 횡단한 뒤 서쪽 지평선 아래로 지는 것처럼 보인다.
태양
태양은 주계열성 단계에 있으며, 나이는 핵우주 연대학 및 항성진화 컴퓨터 모형에 따르면 45억 6720만 년이다. 45억 6700만년 전 수소 분자구름의 빠른 중력 붕괴로 황소자리 T형 종족I 항성이자 3세대 항성인 태양이 탄생했다.
조석
태양의 인력 역시 지구상의 모든 질점들을 끌어당긴다. 거리가 만유인력의 크기를 결정하는 중요한 요소임을 항시 기억하자. 이미 앞에서 본 바와 같이 태양의 질량은 달의 2,700만 배이나 지구에서부터의 거리는 달에 비해 387배나 멀리 떨어져 있기 때문에 태양의 기조력은 달의 기조력에 비해 46% 정도에 지나지 않는다. 태양의 인력(과 관성)에 의해서도 달에 의한 것과 마찬가지로 약간의 태양 쪽(과 반대편)으로 향하는 해면의 부풀림이 일어난다. 이를 태양과 지구와 사이의 인력과 관성에 의한 조석이라 하여 태양조석(solar tide)이라고 한다.
OTS 44
OTS 44의 질량은 목성의 15배 정도로, 태양 질량의 약 1.4% 수준이며 반지름의 정확한 수치는 잘 알려져 있지 않으나, 태양의 23~57% 정도로 추정 된다.
적색거성
태양은 지금으로부터 약 70억 년 내로 적색거성이 될 것으로 예측되며, 그 부피는 현재 태양계 내행성들을 빨아들일 정도로 확장될 것이다. 이 상태에서 태양의 반지름은 지금의 150배에 이르게 된다. 그러나 적색거성이 된 태양은 외포층 대기가 우주 공간으로 탈출하면서 종국적으로 현 질량의 38퍼센트를 잃게 된다. 태양이 질량을 잃어감에 따라 중력은 약해져서, 화성 및 나머지 외행성들의 궤도는 지금보다 태양에서 보다 먼 곳으로 물러나게 될 것이다. 수성과 금성은 부풀어 오른 태양의 외곽 대기층과 마찰을 일으키다가 빨려들어가 최후를 맞을 것이다.
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.
은하수
전체 은하의 총질량은 태양 질량의 6천억에서 1조배 사이이고, 2천억에서 4천억개의 별들이 포함되어있는 것으로 추정된다. 또 그것들이 모두 합쳐진 완전한 실시등급은 -20.9등급으로 생각된다.
은하의 중심에서 바깥쪽으로 돌출된 은하의 원반은 70,000에서 100,000광년 사이의 지름을 갖는다. 예전에는 태양이 중심부에서 35,000광년만큼 떨어져있을 수 있다고 생각했으나, 현재에는 태양에서 은하 중심까지의 거리를 26,000 ± 1,400광년으로 본다.
NGC 4889
은하는 크기에 걸맞게 극도로 무겁기도 하다. 우리은하와 특징이 비슷하다고 가정하면 NGC 4889의 질량은 거의 8조 태양질량이다. 그러나 NGC 4889는 평탄한 나선형이 아닌 3차원적 윤곽을 가진 구형이기 때문에 15조 태양질량 정도로 더 크다. 하지만 여타 타원은하에서와 같이, NGC 4889의 질량의 단 일부분만이 별과 복사에너지의 형태를 취하고 있다. 다른 은하와 같이 질량 대 빛의 비를 6.5로 가정하면, NGC 4889는 우리은하보다 1,000배 정도 무겁다.
제단자리 뮤
제단자리 뮤의 질량은 태양의 1.1배이다. 뮤의 중원소 함유량은 우리 태양의 두 배에 이른다. 표면온도는 5800K로 태양과 거의 비슷하다. 그러나 뮤의 반지름은 태양보다 31.5% 크며 전체 밝기는 태양의 1.75배이다.
피스미스 24-1
피스미스 24-1()은 NGC 6357 성운 내 산개성단의 별들 중 하나이다. 24-1은 주변 산개성단의 구성원들 중에서 가장 밝다. 천문학자들은 이 별이 지금까지 발견된 별들 중 가장 큰 질량을 갖고 있을 것으로 예측했다. 그러나 최근 허블우주망원경의 ACS 카메라로 이 별을 조사한 결과, 적어도 3개의 별이 하나로 뭉쳐 있는 상태였다. 24-1을 다시 세분하면, 단독성 24-1 SW와 분광쌍성으로 추측되는 24-1 NE로 나뉜다. 이 둘의 질량은 각각 태양의 100배 정도이다. 허블우주망원경의 조사 결과로 항성 질량의 한계(태양의 120배 정도) 이론은 아직 유효함이 입증되었고, 태양 질량의 200배에 이르는 '초 헤비급' 천체는 존재하지 않는 것으로 판명났다.
처녀자리 초은하단
처녀자리 초은하단의 총 질량은 대략 태양의 10 배이고, 총 광도는 태양의 3조 배이다. 이는 태양의 300 배(태양질량/태양광도 = 1)에 해당되는 질량 대 빛의 비를 산출한다. 이 수치는 다른 초은하단에서 얻은 결과와 일치한다. 그에비해, 우리 은하의 질량 대 빛의 비는 우리 은하의 절대등급이 -20.9, 은하수의 질량이 태양 질량의 1.25조 배, 태양의 절대등급이 4.83등급일 때 63.8이다. 이 비는 암흑물질의 존재를 뒷받침하는 주요한 인자 중 하나다. 만약 암흑물질이 존재하지 않는다면, 우리는 훨씬 더 작은 질량 대 빛의 비율을 기대해야 했을 것이다.
중력
뉴턴의 중력 법칙의 적용은 우리 태양계 내의 행성에 관한 더 세밀한 정보들을 습득하게 했다. 태양의 질량이나 퀘이사의 정보, 심지어 암흑물질의 존재 또한 뉴턴의 중력법칙을 통해 추론된 것 이다. 비록 우리가 행성들이나 태양에 직접 탐사해보지는 않았지만 우리는 그 질량들을 안다. 이 질량들은 측정된 궤도의 특징에 뉴턴의 중력법칙을 적용함으로써 얻은 것 이다. 우주에서 물체는 중력의 작용에 의해 자신의 궤도를 유지한다. 행성은 항성을 돌고, 항성은 은하계의 중심을 돌고, 은하는 성단의 질량중심을 돌고, 성단은 초은하단을 돈다. 다른 물체에 의해 한 물체에 작용하는 중력은 두 물체의 질량의 곱에 정비례하고, 둘 사이의 거리의 제곱에 반비례한다.
질량이 큰 항성 목록
아래 표에 수록된 항성들의 질량은 이론 및 표면 온도와 절대 광도를 이용하여 복잡한 계산을 수행하여 얻은 값이다. 따라서 수록된 질량들은 확실한 수치가 아니다(이론 및 측정자료들이 구할 수 있는 한계점에서 나온 것이다). 이론과 측정값 모두 틀릴 수 있다. 대표적 예로 세페우스자리 VV A가 있는데, 이 별의 물리적 수치를 어떤 모형을 통해 구하느냐에 따라 질량은 태양의 25 ~ 40배 또는 100배까지 판이하게 달라진다.
은하수
은하수의 질량은 측정방법과 사용된 데이터에 따라 차이가 난다. 최근의 측정결과 은하수의 질량은 안드로메다은하보다 약간 더 작게, 태양의 질량(M☉)의 5.8 × 1011배로 나왔다.
HD 17156
HD 17156의 질량은 태양보다 20퍼센트 많고 반지름은 47퍼센트 크다. 이 별의 채층을 연구한 결과 연령은 57억 살 정도로 태양보다 10억살정도 나이가 더 많다. 스펙트럼 관찰에 의하면 이 별의 중원소 함량은 태양보다 74퍼센트 더 높다. 2008년 기준으로 이 별 주위에는 두 개의 외계 행성이 도는 것으로 알려졌으며, 그중 하나는 존재가 입증되었다.
초대질량 블랙홀
2012년, 천문학자들은 페르세우스자리 방향으로 2억 2,000만 광년 떨어져 있는 작은 렌즈상 은하 NGC 1277 속의 특별한 블랙홀을 발견했다. 이 블랙홀은 태양의 약 170억 배로 큰 질량을 가지고 있다. 추정되는 블랙홀은 이 렌즈상 은하의 팽대부 질량의 약 59% 에 해당하는 질량(은하의 총 항성 질량의 14%)을 가지고 있다. 또다른 연구는 매우 다른 결론을 내었는데, 이 블랙홀은 20억에서 50억 태양 질량 사이로 가장 그럴듯한 값이 추정되어 특별히 매우 크지 않다는 것이다. 2013년 2월 28일, 천문학자들은 최초로 초대질량 블랙홀의 회전을 정밀하게 측정하기 위해 NuSTAR 위성의 이용을 발표했다. 이를 통해 사건의 지평선이 거의 빛의 속도로 회전하고 있음을 발표하였다.
토성
토성의 질량은 지구의 약 95.1배이며 지름은 9배인 12만 km가량으로서 크기와 질량에서 목성 다음으로 태양계에서 큰 행성이다. 하지만 토성의 부피는 지구의 750배나 돼서 토성의 밀도는 태양계 내의 모든 천체뿐만 아니라 물보다도 작다. 토성의 대기는 목성과 마찬가지로 수소와 헬륨이 주류를 이루고 약간의 메탄과 암모니아가 첨가되어 있다. 토성의 표면온도는 섭씨 영하 180℃를 기록하고 있다. 토성의 온도가 낮은 이유는 태양과 너무 멀리 떨어져 있기 때문으로 지구가 태양으로부터 받는 열량의 100분의 1밖에 받지 못한다. 이 추위 때문에 토성에서는 암모니아는 물론 메탄 등이 결빙해 고체 형태로 존재한다. 이 때문에 토성 상공 1,000km아래는 수증기와 암모니아 구름이 공존하고 있으며 대기의 유동 속도가 커서 적도에서는 시속 1,800km의 강풍이 사납게 휘몰아치고 있다. 토성은 태양에서 14억 2,672만 km 떨어져 있어 공전하는데 29.4571년이 걸리지만 자전속도는 매우 빨라서 10시간 33분 38초마다 한 번씩 자전한다. 토성은 태양계 행성 가운데 매우 멀리 있는데도 밝은 빛으로 빛나며 수성보다도 밝은 빛을 낸다. 토성에는 모두 60개의 위성이 있는 것이 2006년 11월까지 확인되었지만, 앞으로 더 발견될 수도 있을 것이다.
태양중심설
태양중심 체계를 처음으로 주장한 사람은 사모스의 아리스타르코스(Aristarchos, 310?~230B.C.)이다. 그는 현재 남아 있는 유일한 저서 『태양 및 달의 크기와 거리에 대해서』에서 삼각법을 이용하여 지구와 달 사이의 거리와, 지구와 태양사이의 거리의 비를 구하였다.(지구와 태양 사이의 거리가 지구와 달 사이의 거리의 18~20배라고 하였는데, 실제로는 약 400배이다.) 또한 에라토스테네스처럼 지구의 둘레를 측정하고 달과 태양의 시지름과 부피의 비도 구하여, 태양은 지구에 비해 6~7배 더 넓고 따라서 태양의 크기는 지구의 300배에 달한다고 결론지었다.
그는 태양이 지구보다 크기 때문에 태양의 연주운동은 지구의 공전으로 말미암은 것이고 또한 항성은 태양과 동등한 천체이기 때문에 그 일주운동은 지구의 자전에 의한 것이라고 주장했다. (지구와 태양의 상대적인 크기를 계산하는 것을 통해, 아리스타르코스가 거대한 태양이 지구의 주위를 도는 것보다 지구가 태양의 주위를 도는 것이 이치에 맞다는 생각을 했을 것이라고 추정하기도 한다.) 당시에는 플라톤과 아리스토텔레스 등의 지구중심설(천동설)이 주류를 이루었기 때문에 이러한 구상은 히파르코스 등에 의해 부정되었지만, 후에 코페르니쿠스의 선구가 되었다.
[참고] 아리스타르코스의 태양중심설이 받아들여지지 않은 이유 중에는 별의 시차(stellar parallax)에 의한 효과가 관측되지 않았다는 점이다. 별의 시차 값은 매우 작아서 근대에 들어와서야 관측에 성공했을 정도로 측정하기 매우 어렵다. (켄타우루스 별자리의 알파성은 지구에서 가장 가까운 별이지만, 시차각이 호의 1초(1”)밖에 되지 않을 정도로 미세하다.)
R136a1
R 136a1의 나이는 170만 년 정도로 추측되며 우리 태양의 나이(약 46억 년)에 비하면 매우 젊어 보인다. 그러나 항성은 질량이 클수록 생명이 기하급수적으로 줄어들며, 질량에 대비한 R 136a1은 이미 중년에 접어든 것으로 볼 수 있다.
R 136a1은 울프-레이에 별로 표면 온도는 50 000켈빈이 넘는다(또는 에너지 단위로 표현할 때 4.57 eV). 에딩턴 한계에 근접한 다른 별들과 마찬가지로 R 136a1은 태어난 이래로 자신이 처음 지녔던 질량 중 상당량을 항성풍의 형태로 우주 공간으로 날려보내고 있다. 이 별은 1년 전 태어났을 때 질량이 태양의 약 320배였으나 이후 태양질량의 50배에 해당하는 물질을 잃어버렸을 것으로 추측된다. 그러나 현재 이론들은 거대질량의 별이 탄생할 때는 150 태양 질량을 넘지 않는 대신에, 다중성계의 병합을 통해 이와 같이 된 것일 수 있다고 주장하고 있다. 이 별의 밝기는 태양의 870만 배로 이는 우리 태양과 보름달 밝기의 차이 정도에 해당된다. 이 별을 태양 대신 우리 태양계 중심에 놓는다고 가정하면 막대한 자외선으로 인해 지구상의 생명체는 전멸할 것이다.
질량순 태양계 천체 목록
현재 여기 실린 모든 천체들은 지구 근접 소행성이다.10 kg ~ 10 kg 범위의 천체들을 싣고 있다.
안드로메다 은하
우리은하의 질량이 8.5 × 10 태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1.5 × 10 태양질량으로 추정된다. 2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 ~80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다. 우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반은하를 형성할 것이다.
태양계의 형성과 진화
마침내 항성은 다시 바깥쪽 층으로 연료를 태우는 장소를 옮기게 되는데, 이 때문에 항성의 부피는 다시 확장되면서 점근 거성 가지 단계로 돌입한다. 여기서 태양의 밝기는 다시 상승하며 현재의 최고 5000배까지 밝아지고 표면 온도는 3000켈빈까지 내려간다. 이 단계는 약 3천만 년 동안 지속하고 이후 10만 년에 걸쳐 태양의 외곽층은 대량의 물질을 우주 공간으로 뿌리면서 행성상 성운으로 불리는 헤일로를 형성하면서 떨어져 나가게 된다. 두 번째 적색거성 시기에 태양은 30퍼센트의 질량을 잃게 되며 백색왜성으로 진화하게 된다. (첫 번째 적색거성 시기에 10%, 두 번째 적색거성 시기에는 남은 질량의 30%를 잃게 된다. 백색왜성으로 진화하게 되면 현재 질량의 62%까지 줄어든다). 태양이 뿌리는 물질은 핵융합 작용으로 만든 헬륨과 탄소로, 이들은 성간 물질이 되어 향후 태어날 별들의 재료가 된다.
그러나 이는 초신성과는 달리 상대적으로 조용한 최후이다. 태양은 질량이 작아서 초신성이 될 수 없다. 우리 지구인이 만약 이때까지 생존해 있다면, 태양풍의 속도가 막대하게 증가한 것을 지켜보게 될 것이다. 이 태양풍은 지구를 소멸시킬 정도로 강력하지는 않다. 다만, 태양이 질량을 잃게 되면서 살아남은 행성의 궤도는 혼돈 상태로 빠지며, 일부는 서로 충돌할 가능성도 있고, 일부는 조석 상호 작용에 따라 산산조각이 날 수도 있다. 결국, 태양이 진화를 마치고 남기는 것은 백색 왜성이다. 백색 왜성은 밀도가 매우 높아서 질량은 원래 태양의 62퍼센트 정도이나, 부피는 지구와 비슷할 것이다. 백색 왜성은 처음에는 지금의 태양보다 150배 더 밝다. 백색 왜성은 탄소와 산소 축퇴 물질로 이루어져 있으나 이들을 태울 정도로 뜨겁지는 않다. 따라서 백색 왜성은 서서히 식으면서 점점 어두워진다.
HD 269810
1995년 허블 우주 망원경의 관측에서는 이 별의 질량이 태양의 190배로 에딩턴 한계를 깨는 수준으로 인식했으나 이후 태양의 130배 정도로 밝혀졌다. 분광형 표기는 O2III(f*)인데, O2는 지금까지 밝혀진 항성 분광형 중 가장 뜨거운 값으로 대략 52500 켈빈이다. III는 광도분류상 거성으로 주계열 단계를 벗어나 죽어가는 과정에 있음을 뜻하며 (f*)는 분광 스펙트럼에 강한 N 방출선과 이보다 강한 NN 방출선, 약한 HeN 방출선이 나타난다는 뜻이다. 큰 질량에 비해 반지름은 태양의 18배 정도밖에 되지 않는다. 그러나 뜨거운 온도 때문에 밝기는 태양의 220만 배나 된다. 이처럼 강력한 에너지를 내기 때문에 HD 269810은 매년 태양 질량의 100만 분의 1을 항성풍 형태로 우주로 날려 보내고 있으며 바람 속도는 초당 3750킬로미터에 이른다.
환산 질량
만약 한 물체가 다른 한 물체보다 매우 무겁다면, 두 물체의 환산 질량은 둘 가운데 더 가벼운 물체의 질량에 수렴한다. 즉, 만약 formula_18라면 formula_19이고, 반대로 formula_20라면 formula_21이다. 따라서, 예를 들어 지구와 태양을 고려할 경우 환산 질량은 지구의 질량에 매우 가깝고, 수소 원자에서 환산 질량은 전자의 질량에 매우 가깝다.
행성 거주가능성
태양은 이런 점에서 지구에게 자비로운 존재이다. 태양 광도의 극대값과 극소값 차이는 11년 간격을 두고 약 0.1 퍼센트이다. 역사적으로 태양의 밝기가 조금만 변해도 지구의 기후에 큰 영향을 미치게 된다는 강력한 증거가 있다. 예를 들어 서기 1500년 경을 전후해서 있었던 소빙하기는 태양 광도가 비교적 긴 기간에 걸쳐 약해진 것 때문에 발생했던 것으로 추측된다. 그러므로 어떤 항성은 생명체 생존에 영향을 끼칠 정도로 극심한 밝기의 변화를 보여서는 안 된다. '태양과 비슷한 항성들' 중 가장 비슷하다고 여겨져 온 전갈자리 18의 경우, 태양에 비해 밝기 변화량이 훨씬 더 큰 것으로 알려져 있다.
항성
질량이 큰 별 중 하나로 꼽는 것은 용골자리 에타 로 에타 별의 질량은 태양의 100~150배에 이르며, 수명은 매우 짧아서 수백만 년 정도에 불과하다. 최근 아치스 성단을 연구한 결과 현 우주의 상태에서 항성 질량의 상한선은 태양의 150배로 추측하고 있다. 상한선이 왜 150배에서 멈추는지 원인은 완전히 규명되지 않았으나 에딩턴 한계가 그 원인 중 하나인 것으로 알려져 있다. 에딩턴 한계는 항성이 대기를 우주 공간으로 날려 보내지 않는 한도 내에서 가장 밝게 빛나는 한계점을 일컫는다.
빅뱅 이후 최초로 생겨난 별은 리튬보다 무거운 중원소가 거의 없었기 때문에 질량이 매우 컸으며 태양 질량의 약 300배에 이르는 별이 탄생했을 것으로 추측하고 있다. 그러나 이처럼 극도로 무거운 별(종족 III 항성)은 매우 빨리 죽었으며 현 시점에서는 이론상의 존재일 뿐이다.
성운설
항성은 태양 질량의 약 30만 배, 지름 약 65광년에 이르는 거대하고 차가운 분자수소 구름 속에서 태어나는 것으로 보인다. 수백만 년 시간이 흐르면서 거대분자구름은 붕괴하고 조각나게 된다. 이 조각들은 작고 밀도 높은 핵을 만들며 이 핵은 붕괴하여 항성이 된다. 핵의 질량은 태양 질량의 일부분에서부터 수 배에 이르며 원시항성성운으로 불린다. 원시항성성운의 지름은 2,000–20,000 AU, 입자개수농도는 대략 10,000 ~ 100,000 cm이다.
HD 69830
질량은 태양의 약 0.86배이고 크기는 태양의 약 0.9배이기 때문에 태양보다 약간 가볍고 작다. 그리고 절대 등급이 +5.45 등성이기 때문에 태양보다 약간 어두운 항성이다.(태양의 절대 등급은 +4.83 이다.)
태양 상수
태양 복사 조도는 지구 대기권 위에 위치한 위성에서 측정되며, 그 후 태양 상수의 값을 측정하기 위하여 태양 복사 조도의 측정값을 역제곱 법칙을 이용하여 조정한다. 평균 근사치는 대략 1.3608 ± 0.0005  kW/m²이며, 이는 분당 81.65 kJ/m²에 달하고, 또 "분당 1.951 cal/cm" 또는 "분당 1.951 랭글리"로도 표현될 수 있다.
태양계
우리 태양계 대부분의 영역은 아직 미지의 세계이다. 태양의 중력장은 약 2광년(12만 5천 천문단위) 범위에 걸쳐 근처의 별들의 중력장을 압도한다. 반대로 오르트 구름의 반지름을 낮게 잡는 학설에 따르면, 태양계의 범위는 5만 천문단위를 넘지 않는다. 세드나 같은 천체의 발견에도 불구하고 카이퍼 대와 오르트 구름 사이에 펼쳐진 수천 ~ 수만 천문단위의 광활한 영역은 아직도 전혀 알려져 있지 않다. 외부 영역 외에도, 그동안 자세히 알려지지 않았던 태양과 수성 사이 공간에 대한 연구가 현재 진행 중이다. 이렇게 알려지지 않은 지대에서 새로운 천체가 발견될 가능성이 있다.
질량순 태양계 천체 목록
10 kg ~ 10 kg 범위의 천체 목록이다. 이들은 구형(球形)이 아니다.
극락조자리 에타
이 별의 질량은 태양보다 77퍼센트 더 무겁고 반지름은 태양의 2.13배이다. 밝기는 태양의 15.5배이며 외곽 대기의 유효온도는 약 7860 켈빈이다. 에타는 젊은 별로 나이는 약 2억 5천 만 년이다.
천문학
태양은 지구에서 빛의 속도로 8분 거리에 있으며 가장 연구가 자세하게 이루어진 항성이고 전형적인 G형 분광형을 지닌, 46억 살의 주계열성이다. 태양은 변광성으로 분류되지는 않지만 흑점 주기로 알려진, 주기적인 밝기의 변화를 보여준다. 이는 11년 주기에 걸쳐 흑점의 숫자가 변화하는 것과 관련되어 있다. 흑점은 강력한 자기장 활동과 관련되어 있으며, 태양 표면의 다른 곳에 비해 온도가 낮은 지역이다.
안타레스
안타레스는 분광형 M형의 적색 초거성으로, 반지름은 태양의 700배에 이른다. 만약 안타레스를 태양 대신 우리 태양계 중앙에 위치시킨다면, 안타레스는 화성 궤도를 삼킬 것이다. 안타레스는 지구에서 약 600광년 떨어져 있다. 가시광선 영역에서 이 별은 태양 밝기의 약 1만 배이지만, 적색 거성이 에너지의 대부분을 적외선 영역에서 발산함을 고려하면 안타레스는 태양의 6만 5천 배에 이르는 복사 에너지를 뿜는다. 질량은 대략 태양의 15배에서 18배로, 질량과 부피로부터 계산한 안타레스의 밀도는 매우 낮다.
해왕성
해왕성(海王星, 라틴어: Neptunus)은 태양계의 8개 행성 중 8번째 행성이다. 해왕(海王)은 ‘바다의 왕’이라는 한자어로, 포세이돈(그리스 신화명) 또는 넵투누스(로마 신화명)를 번역한 것이다. 해왕성은 8개 행성 중에서 직경으로는 4번째로 크고, 질량으로는 3번째로 크다. 해왕성의 질량은 지구의 17배로, 질량이 지구의 15배인 쌍둥이 행성 천왕성보다 약간 더 무겁다. 해왕성과 태양의 평균 거리는 30.1 AU(지구와 태양 사이의 평균 거리, 45억 km)이며, 지구와 태양 사이 거리의 대략 30배에 해당한다. 천문 기호는 포세이돈의 트라이던트를 형상화한 ♆이다.
태양
태양은 항성종족 I에 속하며 중원소가 풍부한 별이다. 천문학 분야에서 ‘중원소’ 혹은 ‘금속’은 수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소를 부르는 말이다. 가까운 곳에서 발생한 하나 혹은 그 이상의 초신성 폭발로 태양의 탄생 과정이 발동되었다고 추측된다. 이는 태양계에 금이나 우라늄과 같은 중원소가 소위 항성종족 II 별들에 비해 풍부하게 존재함을 통해 알 수 있다. 이 원소들은 대부분 초신성 단계에서 에너지 흡수성 핵반응이 일어나 만들어졌거나, 질량 큰 2세대 별 내부에서 중성자 흡수를 통한 핵변환으로 생겨났을 것이다.
베텔게우스
뜨거운 M형 초거성인 베텔게우스는 우리가 관측한 수많은 항성들 중 그 크기가 매우 크며, 매우 밝은 별들 중 하나이기도 하다. 지름은 5.5천문단위로 이는 태양 1,180개를 일렬로 늘어놓은 길이와 맞먹으며, 지구 2,150조 개, 태양 160만 개를 쏟아넣어야 베텔게우스를 가득 채울 수 있다. 다른 비유를 들자면 베텔게우스의 크기를 웸블리 경기장과 비슷한 규모의 축구경기장이라 한다면 지구는 1밀리미터 크기의 작은 진주알 크기이며 태양은 망고 크기 정도 된다.
태양 주기
총 태양 방사선량 (TSI)은 지구의 상층대기로 입사하는 태양 복사 에너지의 양이다. TSI의 변화는 1978년 말 위성관측이 시작될 때까지 관측할 수 없었다. 1970년대부터 2000년대까지 인공위성의 라디오미터는 태양 방사선량이 11년의 흑점주기에 따라 총 방사선량에서와 방사선량(자외선량과 가시광선량의 비율)의 상대적인 성분 두가지 모두에서 체계적으로 변화한다는 것을 보여주었다. 태양광도는 태양 극대기에서 태양 극소기에서보다 0.07 퍼센트 더 밝아지지만, 2000년대 우주선의 관측은 가시광선량 대비 자외선량의 비율은 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 변화가 심하다는 것을 보여주었다.
검은과부거미 펄서
후에 이 대상의 관측은 H-alpha 선에서의 활모양충격파와 찬드라 엑스선 관측선에서 관측된 결과 작은 크기에서의 쇼크는 X-선을 보였다.
2010년에는 중성자별이 높은 질량을 가지는데 대략 태양 질량의 2.4배라고 하고 아마 태양의 질량보다는 1.66배 높은 것으로 보고되었다.
베텔게우스
1993년부터 지금까지 베텔게우스의 반지름은 5.5에서 4.6 천문단위까지 15% 줄어들었다. 위 공식 과정은 베텔게우스의 광구가 완벽한 구체라고 가정하고 있다. 15% 반지름이 줄었을 경우 부피는 41퍼센트 감소한다.
광구의 크기 자체도 크지만, 베텔게우스는 복잡한 층 구조에 둘러싸여 있는데 빛이 이 구조를 탈출하는 데에만 3년이 걸린다. 광구의 외곽에 이르면 가스의 밀도는 극도로 낮다. 그럼에도 항성의 질량은 태양의 20배는 되는 것으로 추측되는데, 베텔게우스는 지금까지 태어났을 때의 질량 중 태양 1~2개분을 외부로 방출, 잃어버린 것으로 보인다. 베텔게우스의 평균 밀도는 태양의 11억 1,900만 분의 1에 지나지 않는다. 이런 별의 내용물은 빈약해서 베텔게우스는 종종 ‘붉고 뜨거운 진공’으로 불려 왔다.
항성 질량
반대로 황새치자리 AB A의 짝별 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과한데 이는 중심핵에서 수소를 태우는 주계열 별 중 가장 가벼운 값이다. 항성의 중원소함량이 태양과 비슷할 경우 가질 수 있는 최솟값은 대략 목성의 75배 정도이다. 그러나 항성에 있는 중원소의 양이 극도로 적을 경우 최솟값은 좀 더 올라가서 태양의 8.3% 또는 목성의 87배 정도가 된다. 이보다 작은 천체를 갈색 왜성이라고 하며, 가스 행성과 항성 사이의 회색지대를 차지한다.
R136a2
일반적인 볼프-레이에 별들과 마찬가지로 R136a2도 빠른 항성풍 형태로 질량을 우주로 계속하여 날려보내고 있다. 항성풍의 속도는 초당 2,400 킬로미터나 되며 1년에 태양 질량의 4.6×10배를 잃고 있다. 질량이 매우 크기 때문에 중심핵은 극도로 강한 압력으로 눌려 CNO 순환 과정이 매우 빠르게 진행되며, 그 결과 별의 광도는 전체 파장에서 태양의 약 490만 배에 이른다. 이 속도는 태양이 1년동안 만드는 에너지를 단 10초만에 뿜는 것과 같다. R136a2는 지금으로부터 약 100 ~ 200만 년 전 태어난 것으로 보이며 이론에 따라 단순계산시 탄생 당시 질량은 태양의 240배 정도였으나 이후 태양질량 40배 정도를 잃은 것으로 나온다. 그러나 현재 항성진화 이론상으로 태양질량의 150배 이상 천체는 태어날 수 없음을 고려하면 R136a2는 두 개 이상의 별이 합쳐진 결과일 것이다. 질량은 발견된 항성 중 최고 반열에 들어가지만 적색 초거성이나 일부 극대거성에 비하면 부피가 그리 크지 않다. 이 별의 반지름은 태양의 23.4배이며 부피는 태양의 1만 3천 배 정도이다. 가시광선 영역만으로 밝기를 한정하면 태양의 3만 2천 배 수준에 머무르며 절대등급으로 -6.5가 나온다.
삼각형자리 은하
삼각형자리 은하 원반의 질량은 대략 태양의 배 정도이고, 그 중에 성간 물질(성간 가스, 먼지 등)이 대략 태양의 배 정도를 차지한다. 이에 따라 모든 중입자들이 차지하는 질량은 태양의 10 배 정도로 보인다. 암흑 물질까지 고려하여 추정한 반지름과 질량은 대략 55,000광년, 태양의 배 정도로 추정된다.
태양
태양의 표면은 대부분 수소(전체 질량의 약 74%, 전체 부피의 92%)와 헬륨(약 24~25%의 질량, 7%의 부피), 그밖에 철을 비롯한 니켈, 산소, 규소, 황, 마그네슘, 탄소, 네온, 칼슘,베릴륨, 크로뮴 등 으로 구성되어 있다.
우리은하
우리은하의 총질량에 대한 계산은 최근 극적인 변화를 겪고 있다. 지금까지는 관측된 우리은하의 회전 속도와 뉴턴의 역학법칙을 이용한 계산 결과, 우리은하의 총질량은 항성,가스 등의 눈에 보이는 물질만을 고려할 경우 약 5.8 , 눈에 보이지 않는 암흑물질 등을 모두 고려하여 계산할 경우 약 1.5 ~ 1.9 으로 추정되어 왔으며, 약 2000억 ~ 4000억개의 항성들이 존재할 것으로 믿어져 왔다.
최근에는 은하 헤일로가 은하 중심부에서 26만광년까지 떨어져 있는 것으로 여겨지고 암흑물질 등, 은하를 이루고 있는 물질이 예상보다 많은 것으로 여겨지고 있다.
따라서 우리 은하의 질량은 눈에 보이는 물질만 합치면 8.5 이 나오며, 암흑물질까지 모두 합쳐 5  (5조 태양질량)까지 늘어날 수 있다.
별의 갯수는 2천억~4천억개이며, 항성들을 모두 합친 질량은 4.6 ~6.4 이며 평균 질량은 태양의 15%이다.
이는 우리 은하의 별의 대부분은 적색 왜성인 것이다.
중성자별
중성자별의 질량은 최소한 1.1 태양질량에서 3 태양질량()까지이다. 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2.01 이다. 중성자별의 표면온도는 보통 ~6×10 K이다. 중성자별의 전체 밀도는 3.7×10에서 5.9×10 kg/m (태양의 밀도의 2.6×10 ~ 4.1×10 배)이다. 이는 3×10 kg/m에 해당하는 원자핵의 밀도와 맞먹는다. 중성자별의 밀도는 깊이에 따라서 변하는데, 지각에서는 1×10 kg/m 이고, 내부로 들어갈수록 밀도가 증가하여 최대 6×10 ~ 8×10 kg/m(원자핵보다 밀도가 크다)까지 이른다. 중성자별과 같은 밀도를 가진 보통 크기의 성냥갑의 질량은 약 5조 톤 또는 1 km 만큼에 해당하는 지구의 암석과 맞먹는다.
마그네타
다른 중성자성들과 같이, 마그네타는 직경이 약 20 km(10 마일) 정도고, 질량은 태양보다 크다. 마그네타의 내부의 밀도는 골무 크기에 1억 톤이 넘는 물질이 들어있을 정도다. 마그네타는 다른 중성자성과 강력한 자기장을 가지고 있고, 회전이 느려지고 있는지에 따라 구별된다. 그리고 대부분의 마그네타는 일반적인 중성자성의 회전이 1초보다 짧은데 비해 10초에 정확히 한 번 회전한다.
이 자기장은 매우 강력한 특유의 X-선과 감마선의 폭발을 일으킨다. 마그네타의 활동 수명은 짧다. 마그네타의 강력한 자기장은 약 10,000년 정도 지속되다 붕괴하는데, 그 후 활동과 강한 X선 방출이 중단된다. 지금까지 관측된 마그네타의 갯수를 통해 우리 은하에 있는 비활동적인 마그네타의 수를 3,000만개 이상으로 추정하기도 한다.
태양계
소행성대에는 지름 200미터 이상의 천체가 수개 혹은 수 개 있다. 이렇게 숫자는 많지만, 소행성대 천체의 질량을 모두 합쳐도 지구의 1천 분의 1을 넘지 못한다. 주 소행성대의 천체는 매우 산발적으로 흩어져 태양을 돌고 있어서, 우주 탐사선이 이 지역을 주기적으로 통과해도 충돌 사고는 발생하지 않는다. 지름이 10 ~ 10 미터 사이인 소행성을 유성체라고 부른다. 가끔 이곳에서 태양으로 돌진하는 소행성이 있다.
큰부리새자리 제타
큰부리새자리 제타의 질량은 태양의 98퍼센트 수준이며 반지름은 90퍼센트로 태양보다 약간 작다. 그럼에도 불구하고 이 별의 표면 온도는 6200켈빈으로 태양보다 더 높으며, 밝기는 태양의 1.3배이다. 제타의 중원소 함량은 태양의 44~79퍼센트 수준이다.
리겔
CMFGEN 코드는 무거운 항성의 스펙트럼과 대기를 분석하여 별의 각종 정보를 알아내는 도구인데, 이를 이용하여 리겔을 조사한 결과 광도는 태양의 27만 9천 배, 반지름은 115배였고 항성풍의 속도는 시간당 약 107만 킬로미터였다.
리겔은 광도분류상 청색 초거성 단계에 있는데 이 상태에서 이미 중심핵에 있던 수소를 모두 태웠고 주계열 단계를 떠났다. 이후 리겔은 서서히 팽창하면서 밝기도 올라가고 헤르츠스프룽-러셀 도표를 가로질러 이동중이다. Przybilla 연구진은 리겔의 나이를 700 ~ 900만 년으로 가정할 경우 처음 태어났을 때 질량은 태양의 24 ± 3배로 추정되며 지금까지 태양 3개 정도 물질을 우주에 방출한 것으로 보인다고 계산했다. 리겔은 최후를 II형 초신성으로 끝낼 것으로 보이며 폭발로 흩뿌려진 물질들은 다음 세대 별들을 구성하는 재료로 재활용 될 것이다. 리겔은 거리로 볼 때 초신성 후보 중 지구에서 매우 가까운 부류에 속한다.
가우스 인력상수
가우스 인력 상수(가우스 常數, Gaussian gravitational constant)는 독일의 수학자 카를 프리드리히 가우스가 제안한 상수이다. 주로 k를 쓴다. 질량이 0인 행성이 1AU의 거리에서 태양 주위를 돌 때 케플러의 제3법칙를 만족하는 상수. 태양의 질량을 1, 거리를 1AU, 공전주기를 평균 태양일로 정하고 계산한 상수로, 제곱한 값이 만유인력 상수와 같아서 가우스 중력상수라고도 한다. 그의 저서 천체운동이론에서 처음으로 사용되었다. 현재 알려진 값들(태양의 질량 등)로 계산한 값과 다르지만 1964년에 열린 IAU 제 12회 정기총회에서 기존에 사용하던 값이자 그가 처음에 계산했던 값인 0.01720209895를 그대로 사용하기로 결정했다. 그러나 2012년에 천문단위를 고정하여, 이 값은 표준 중력 변수에 의존하게 되었다. 현재의 값은 다음과 같다.
formula_1
안드로메다 은하
암흑물질을 포함한 안드로메다 은하의 헤일로에 관한 질량 측정은 대략 1.5 × 10 (또는 1.5조 태양질량)이라는 값을 산출하였다. 이에 비해 우리은하의 질량은 8 × 10 이다. 이는 안드로메다 은하가 우리은하와 질량이 거의 같아 보인다는 이전의 측정과는 상반된다. 그렇지만 안드로메다 은하의 은하구가 실제로 우리은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있으며, 은하의 항성 원반은 우리은하의 것보다 약 두 배에 해당하는 크기를 가지고 있다. 안드로메다 은하의 총 "항성" 질량은 1.1 × 10에서 1.5 × 10 으로 추정되는데, (즉 우리은하의 항성질량보다 두 배 정도로 무겁다) 다른 측정에 따르면 그 질량의 약 30%가 중심의 팽대부에 있으며, 56%는 원반, 그 나머지 14%는 헤일로에 있다.
토성
토성의 위성 중 하나인 타이탄은 크기 5150km, 질량 1.35*1023으로,태양계 위성 중 목성의 가니메데 다음으로 큰 위성이다. 타이탄은 표면 중력이 작음에도 불구하고 온도가 낮아 대기를 가지고 있고, 1944년 천문학자 카이퍼는 대기에 메탄이 포함되어 있다는 것을 발견했다.
항성구조
별들은 거대한 기체 구(gas sphere)로서 질량이 지구의 수십만 내지는 수백만 배에 이른다. 태양과 같은 별들은 수십억 년 동안 계속해서 빛을 낼 수 있다. 지구의 역사에 관한 연구에서부터 과거 40억 년 동안 태양의 광도가 일정하게 유지되었음을 알고 있다. 그러므로 별들은 이와 같이 장구한 기간에 걸쳐서 평형상태를 유지해 왔음이 틀림없다.
항성의 내부 구조를 상세히 결정하려면, 알려진 모든 물리학법칙을 따르며 관측가능한 항성표면의 성질들과 궁극적으로 일치하는 컴퓨터 모형을 만들어야 한다. 비록 항성구조의 이론적인 기반의 많은 부분이 20세기 전반부에 알려졌지만, 1960년대 와서야 충분히 빠른 컴퓨터를 써서 필요한 계산을 수행할 수 있게 되었다. 아마도 이론천체물리학의 가장 큰 성공 가운데 하나가 항성의 구조와 진화에 대한 상세한 컴퓨터 모형의 수림일 것이다. 그러나, 이러한 계산을 성공적으로 수행했다고 하더라도 여전히 많은 의문이 남아있다. 이러한 문제들의 해답은 항성내부에서 일어나는 물리적 과정들을 더욱 상세히 이해해야하며, 더욱 거대한 규모의 수치계산이 필요하다.
항성내부평형조건
항성
태양 질량의 0.4배 이상 천체
태양계의 형성과 진화
점진적으로 태양 중심핵 바깥쪽에서 연소한 수소는 중심핵의 질량을 현재 태양 질량의 45퍼센트까지 증가시킨다. 이 시점에서 중심핵 부분의 온도와 밀도는 매우 높은 단계에 이르고, 헬륨 연소로 탄소가 생성되는 단계로 넘어가게 되며, 헬륨 섬광 현상이 발생하게 된다. 태양은 현재의 250배 수준에서 11배 수준까지 반지름이 줄어든다. 밝기 역시 지금의 3천 배에서 54배로 감소하며, 표면 온도는 4,770켈빈까지 올라간다. 태양은 주계열성 상태일 때 중심핵에서 수소를 태우듯, 중심부에서 안정적으로 헬륨을 태우는 수평가지 단계로 진입한다. 헬륨 연소 단계는 1억 년 정도만 지속한다.
항성 질량
용골자리 에타는 지금까지 발견된 천체 중 아주 무거운 집단에 속하는 별로, 질량은 대충 태양의 100~150배로 추측된다. 에타별의 생애는 매우 짧아 수백만 년에 불과하다. 아치스 성단에 대한 연구결과에 따르면 현시대 우주에서 항성이 지니는 질량상한은 태양의 150배라고 한다. 한계수치가 왜 이 값인지의 원인은 정확히 밝혀지지 않았다. 다만 어떤 별이 가스를 우주로 날려버리지 않으면서 가장 밝게 빛날 수 있는 한계를 에딩턴 광도로 표시하는데 이 법칙이 한계질량에 대해 일부 해답을 주고 있다. 다만 성단 RMC 136a에 있는 R136a1의 질량이 태양의 265배임이 최근 밝혀져 에딩턴 한계의 신빙성에 의문을 던졌다. 여기에 대해 한 연구에 따르면 RMC 136a 내 질량 150배보다 큰 천체는 한계질량 가까운 쌍성 두 개가 합쳐져 생긴 것이라 하여, 기존의 질량이론이 여전히 유효하다고 주장했다.
태양계
우리 은하계는 약 2천억 개의 별이 모여 있으며, 폭이 약 10만 광년인 막대 나선 은하인 우리 은하 내에 자리 잡고 있다. 우리 태양은 오리온 팔로 불리는, 은하 바깥쪽 나선팔 내에 있다. 태양은 은하핵으로부터 25,000 ~ 28,000 광년 거리만큼 떨어진 곳에 놓여 있으며, 초당 220킬로미터 속도로 공전하고 있다. 이 속도에 따르면, 태양이 은하 중심핵을 1회 도는 데에는 2억 2,500만 ~ 2억 5,000만 년이 걸린다. 이처럼 은하 중심을 1회 도는 시간을 ‘태양계의 은하년’이라고 한다. 태양향점(태양이 성간 우주를 거쳐 나아가고 있는 방향)은 허큘리스자리 근처로, 밝은 별 베가의 현재 위치 방향이다.
R136a1
태양질량의 8배부터 150배에 이르는 별들은 삶의 끝을 초신성 폭발로 마감하며 중심부에 중성자별이나 블랙홀을 남긴다. 태양보다 150배~300배 무거운 별의 존재가 밝혀졌기 때문에 천문학자들은 이처럼 덩치 큰 별은 일반 초신성의 100배 이상 에너지(10 테라톤)를 방출하는 극초신성 형태로 죽음을 맞을 것으로 추측하고 있다. 이 별은 질량이 너무 커서, 연료 부족으로 중심핵이 수축되기 훨씬 전에 "쌍불안정형 초신성"의 형태로 생을 마칠 것으로 보인다. 수소 융합을 하는 중심핵은 다량의 전자–양전자 쌍을 만들며, 이 쌍들은 별 내부에 존재하는 복사압을 국지적 붕괴가 일어날 수준까지 떨어뜨린다. R 136a1이 폭발로 죽음을 맞는다면 중심부에는 블랙홀이 남을 것이며, 중심핵 내부에 있던 태양 질량 10배 이상의 무거운 물질들은 초신성 잔해의 모습으로 성간 물질 속으로 불려 날아갈 것이다. 그러나 이처럼 강력한 폭발을 하더라도 지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 우리 눈으로는 폭발하는 R 136a1을 볼 수 없을 것이다.
태양중심설
태양 중심 관점 또한 엄밀한 의미에서 옳지 않다는 생각은 단계적으로 형성되었다. 태양은 우주의 중심이 아니라 무수히 많은 별들 중의 하나라는 것은 신비주의자 조르다노 브루노(Giordano Bruno, 1548~1600.2.17)에 의해 강하게 주장되었다. 갈릴레오 갈릴레이도 같은 견해를 가지고 있었지만 교회의 노여움과 부딪치는 것을 원하지 않아 그 문제에 대해서는 거의 말하지 않았다. 18세기와 19세기가 지나면서, 태양의 지위가 단지 많은 별들 중 하나에 불과하다는 것은 점점 명백해졌다. 20세기 무렵, 심지어 아직 많은 은하들이 발견되지 않았음에도 불구하고, 그것은 더 이상 화제가 되지도 않았다.
태양계에서만 생각해보더라도 태양은 어떤 행성의 궤도의 기하학적인 중심이 아니라 타원궤도의 초점 중 하나이다. 게다가 행성의 질량이 태양의 질량과 비교했을 때 상대적으로 클수록 그 항성계의 질량중심은 어머니 항성의 중심에서 더욱 먼 곳에 위치하게 된다.(행성들의 질량은, 목성의 경우, 태양 질량의 0.14%에 달한다.) 그러므로 태양의 운동에 흔들림이 있는 것을 통해 행성의 존재를 추측할 수 있다. 마찬가지로 태양 외 다른 항성들이 떨리는 것을 통해 외계 행성들이 존재함을 알 수 있다.
명왕성
태양에서 아주 멀리 떨어져 있어서 기온이 매우 낮으며, 평균 기온은 섭씨 -223도이다. 산소와 메탄 등이 고체로 존재하고 있어 인간이 자원을 획득하는 데 가장 좋은 태양계 천체처럼 알려져 있지만, 지구와의 거리가 매우 멀고 기온이 낮기 때문에 실효성은 없다. 명왕성의 중력은 지구의 약 7% 정도이므로 지구에서의 몸무게가 약 60kg중인 사람은 명왕성에서 몸무게가 약 4kg중이 된다. 물론 질량은 60kg으로 일정하다.
아치스 성단
로체스터 공과대학교 천문학자 도널드 피저는 현시대 우주에서 항성이 유지 가능한 최대질량은 태양의 150배라고 추정했다. 그는 허블 우주 망원경으로 아치스 성단 내 약 1,000개 항성을 관측했는데 통계적으로 태양질량 150배 이상 천체가 여러 개 나올 것으로 추측했으나, 임계질량을 넘는 경우는 한 개도 없었다. 그러나 이후 다른 연구 결과 피저가 계산한 항성 질량은 당시 사용한 소광 법칙에 대해 매우 큰 민감도를 보였다. 그 이유로 다른 소광 법칙을 적용한 결과 항성질량 상한선은 30 퍼센트가 줄어들었기 때문이다.(태양질량 150배에서 100배까지 감소)
태양계
여러 가지 태양계의 기원설이 제기되어 왔으며, 그중 앞의 현대 성운설에 따르면, 우리 태양계는 46억 년 전 거대한 분자운이 중력적으로 붕괴하면서 태어났다고 한다. 이 분자운의 폭은 수 광년 정도였으며, 아마 태양 외에도 같이 태어난 형제 별이 여럿 있었을 것이다.
인공위성
현재 인공위성의 발·기전계를 대표하는 것은 태양광선을 받아서 광기전효과(光起電效果)에 의하여 전기에너지로 변환하는 태양전지를 이용하는 것이다. 태양전지의 기전력은 수광면적(受光面積)에 비례하며 수광면에 직각으로 태양광을 받은 경우는 지구 주변의 궤도에서 1m2당 100W 전후이다. 궤도에 있어서의 위성은 태양으로부터 광선뿐만 아니라 고에너지 방사선도 받으므로 그대로는 태양전지의 수광면에 손상이 생긴다. 방호를 위하여 전지 표면에 석영(石英) 유리를 피복해야 하는데, 그 때문에 태양전지의 무게는 1m2당 3kg 전후가 되어 있다.