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항성
항성(恒星, Fixed Star)은 천구 위에서 서로의 상대 위치를 바꾸지 아니하고 별자리를 구성하는 별을 말한다. 대표적으로 태양은 항성에 속한다. 맨눈으로 볼 수 있는 별 가운데 행성, 위성, 혜성 따위를 제외한 별 모두가 항성에 해당되는데, 이들은 중심부의 핵융합 반응으로 스스로 빛을 내며, 고유 운동을 한다. 북극성, 북두칠성, 삼태성, 견우성, 직녀성 따위가 있다. 붙박이별이라고도 한다.
개요[편집]
항성 또는 붙박이별은 막대한 양의 플라스마(또는 플라즈마)가 중력으로 뭉쳐서 밝게 빛나는 납작한 회전타원체(Oblate spheroid)형의 천체이다. 통상적으로는 별(Star)이라고 부른다. 또한, 지구에서 가장 가까운 항성은 태양으로, 지구상의 에너지 대부분을 공급한다. 그리고 지구에서 두 번째로 가까운 항성은 프록시마이다. 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.
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.
항성은 수소 및 헬륨, 기타 중원소로 이루어진 성간 구름이 붕괴하면서 탄생한다. 중심핵이 충분히 뜨거워지면 수소 중 일부가 핵융합 작용을 통하여 헬륨으로 전환되기 시작한다. 나머지 수소 물질은 대류 및 복사 과정을 통하여 중심핵에서 생성된 복사 에너지를 바깥쪽으로 옮긴다. 항성은 내부에서 바깥쪽으로 작용하는 복사압과 자체 중력이 균형을 이룬 상태에 있다. 중심핵에 있는 수소가 모두 소진되면 태양 질량의 0.4배가 넘는 항성은 적색 거성으로 진화하며, 이 단계에서 항성은 여러 중원소를 중심핵 또는 중심핵 주변에서 태운다. 항성은 생의 마지막에 자신이 지닌 질량을 우주 공간으로 방출하며 축퇴된다. 방출된 물질은 이전보다 중원소 함량이 더 많으며, 이는 새로운 별을 탄생시키는 재료로 재활용된다.
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.[1]
항성의 구조[편집]
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, 정확한 상태를 산술적으로 구하기는 어렵기 때문에 보통 컴퓨터를 통한 수치적분을 활용해 내부구조를 구한다. 이하의 내용은 대부분 주계열성에 적용된다. 적색거성이나 적색초거성으로 진화하면 다른 구조를 갖게 된다.
- 중심핵 : 핵융합은 중심핵의 주변에서 일어나고, 이로 인해 발생한 무거운 원소는 중심핵 쪽으로 가라앉는다. 핵융합 반응으로 생성된 부피대비 에너지밀도는 약 276.5W/m^3으로, 지구상의 평범한 비료 부패열에 맞먹는 작은 값이다. 이는 양성자-양성자 연쇄 반응의 자체적인 비효율성 등에 의한 것이며, 태양의 거대한 중심핵 부피와 작은 열전달률로 초고온이 유지되는 것이다.
- 복사층 : 항성 내부의 핵융합 에너지가 복사의 형태로 이동하는 층. 복사층을 통과하는 에너지는 다른 입자와 부딪쳐 산란되거나, 매우 짧은 거리만 이동하고 입자에 흡수되었다가 다시 방출되기를 반복한다. 이러한 과정에서 에너지는 점차 파장이 긴 쪽으로 쏠리게 된다. 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 적색왜성은 태양 질량의 0.5배 미만으로 복사층이 존재하지 않기에 핵과 대류층의 경계가 명확하지 않다. 이로 인해 별 전체가 대류하므로 질량이 큰 다른 항성들처럼 중심핵에 헬륨이 축적되지 않고 중심핵 외부의 수소를 끌어오기 때문에 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 5천억 년을 주계열성 상태에서 버틸 수 있다.
- 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 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.
- 광구 : 항성 대기 모형에서 광학적 깊이가 2/3이 되는 부분을 '광구'라고 하며, 복사에너지 밀도가 대기 꼭대기 복사에너지 밀도의 2배가 되는 부분이다. 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.
- 대기층 : 광구 바깥쪽으로 항성의 대기층이 펼쳐진다. 태양의 대기층은 채층과 코로나로 이루어지며 플레어와 홍염이 관찰된다.
- 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.[2]
특징[편집]
항성의 운명은 처음 태어날 때의 질량에 따라 대부분 결정된다. 초기 질량은 그 별의 밝기, 크기, 진화 과정, 수명 및 최후를 맞는 양상 등을 결정하는 요인이다.
나이
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. 무거운 별은 중심핵의 압력이 매우 커서 수소를 작은 별보다 훨씬 빨리 태우기 때문에 질량이 큰 별일수록 수명은 짧다. 가장 질량이 큰 별은 백만 년 정도 사는 반면 적색 왜성처럼 질량이 작은 별은 연료를 매우 느리게 태우므로 수백억 년에서 수천억 년까지 산다.
화학적 조성
항성이 태어날 때의 구성비는 대체로 70퍼센트의 수소, 28퍼센트의 헬륨 및 나머지 2퍼센트 중원소로 되어 있다. 무거운 원소의 비율은 통상적으로 항성 상층부 대기 내에 포함된 철(iron)의 함유율로 표시하는데 이는 철이 상대적으로 흔한 원소이자 흡수선이 강하게 나타나서 측정하기 쉽기 때문이다. 별이 태어나는 분자 구름은 초신성 폭발이 일어나면서 중원소 함량이 점차 늘어나기 때문에, 한 항성 내의 중원소 함유량을 통해 그 별의 나이를 알 수 있다. 무거운 원소의 함량은 그 항성이 주위에 행성을 거느리고 있는가를 추측하는 지표이기도 하다. 지금까지 발견된 사례 중 가장 금속 함유량이 적은 별은 HE1327-2326으로 이 별의 중원소 함유비는 태양의 20만 분의 1에 불과하다. 반대로 사자자리 뮤의 중원소 함유율은 태양의 두 배에 이르며 행성을 거느린 허큘리스자리 14의 경우 중원소 비율이 세 배에 이른다. 크로뮴이나 희토류 원소와 같이 화학적 특이성을 보여 스펙트럼상 평범하지 않은 원소가 많이 함유된 경우도 존재한다.
반지름
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.
별의 시지름은 대부분 지상에서 망원경을 이용하여 관찰하기에는 너무 작기 때문에 간섭계를 사용하여 크기를 측정한다. 간섭계 외에 항성 반지름을 재는 다른 방법으로 엄폐 현상을 이용하기도 한다. 달이 특정 항성을 가리거나 다시 드러내는 순간 항성의 밝기가 변화하는 수치를 정확히 측정하여 항성의 각지름을 계산할 수 있다. 쌍성계에서 한 별이 다른 별을 가리면서 광도가 변화하는 것을 통해 항성의 지름을 구하기도 한다.
별의 실제 반지름은 종류와 진화 단계에 따라 다양하다. 중성자별의 경우 고작 20~40킬로미터에 불과하며 오리온자리에 있는 베텔게우스와 같은 초거성의 경우 태양 반지름의 650배(9억 킬로미터)에 이른다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 희박하다.
운동
태양에 대한 항성의 움직임을 통해 항성의 나이 및 탄생 장소, 가까운 은하의 구조 및 진화에 대한 지식을 얻을 수 있다. 시선 속도는 항성의 스펙트럼선을 이용한 도플러 효과로 구할 수 있으며 단위는 km/sec(초당 킬로미터)로 나타낸다. 고유 운동은 정밀 측성 장치로 값을 구하며 단위는 연간 밀리초각으로 나타낸다. 별의 시차가 주어지면 고유 운동을 속도로 변환할 수 있다. 고유 운동 값이 큰 별은 상대적으로 태양과 가까우며, 이들은 시차 측정이 쉬운 대상들이다.
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. 인접한 항성의 움직임을 비교하여 성협의 존재를 알게 되었다. 성협의 구성원은 큰 규모의 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어났으며 같은 고유 운동을 보인다.
자기장
별의 자기장은 내부의 대류 순환 작용을 통하여 발생한다. 다이너모 과정과 유사한 플라즈마 전도 작용을 통해 항성은 별 전체에 걸쳐서 자기장을 형성한다. 자기장의 세기는 별의 질량 및 화학적 조성에 따라 다르며 표면에서의 자기 활동량은 항성의 자전 속도에 따라 달라진다. 이와 같은 표면 활동을 통해 흑점이 생겨나며 이는 강한 자기장이 발생하는 지역으로 주변보다 온도가 낮다. 코로나 루프는 활성화된 표면 영역에서 코로나 영역으로 활 모양처럼 솟구쳐 오르는 자기장이다. 항성 플레어는 고에너지 입자들의 폭발로, 앞과 동일한 자기 활동 때문에 생겨나는 현상이다.
젊고 빠르게 자전하는 별은 자기장이 강하기 때문에 표면 활동도 더 활발한 성향이 있다. 자기장은 별의 항성풍에 영향을 끼치기도 하나, 별의 자전에 제동을 걸어 자전 주기를 서서히 느려지게 만들기도 한다. 따라서 태양처럼 비교적 긴 세월을 살아 온 항성의 경우 자전 속도는 매우 느리며 표면 활동량 역시 작다. 자전 속도가 느린 별의 표면 활동량은 주기적으로 변동을 보이는 성향이 있으며 일정 기간 항성 전체가 활동을 멈추기도 한다. 예를 들면 태양은 70년 주기로 거의 흑점 활동을 멈추는 기간이 있는데 이를 몬더 극소기로 부른다.
질량
질량이 큰 별 중 하나로 꼽는 것은 용골자리 에타로 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. 2010년 7월 22일에 보도된 자료에 따르면 최근 발견되어 R136a1로 명명된 별은 현재 태양보다 265배 정도 무겁다고 관측되었으며 태어났을 당시에는 320배 정도 무거웠을 것으로 추정된다. 생성의 원인에 대해서는 아직 밝혀지지 않았다.
황새치자리 AB의 반성 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과하며, 이는 지금까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 하는 항성 중 가장 작은 존재이다. 태양과 중금속 함유량이 비슷한 별은 이론적으로 중심부에서 핵융합 작용을 일으켜 항성이 되기 위해서는 최소 목성 질량의 75배가 되어야 한다. 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. 질량이 가스 행성과 항성의 중간 정도 되어 핵융합 작용을 일으킬 상태가 되지 못하는 천체를 갈색 왜성으로 부른다.
항성의 반지름과 질량으로부터 표면 중력이 결정된다. 거성은 주계열성에 비하여 표면 중력이 매우 낮다. 반면 중성자별이나 백색 왜성은 막대한 중력을 지니고 있다. 표면 중력은 항성의 스펙트럼에도 영향을 끼치는데 중력값이 큰 항성에서는 흡수선의 폭이 넓어진다.
자전
항성의 자전 주기는 분광학적인 측정법을 쓰거나 항성표면 흑점이 이동하는 속도를 측정함으로써 값을 구할 수 있다. 젊은 별의 적도 자전 속도는 초속 100킬로미터를 넘는다. 예를 들면 분광형 B의 청색 주계열성 아케르나르의 경우 적도 자전 속도는 초당 225킬로미터 이상에 이른다. 이 별은 자전 속도가 너무 빨라서 적도 쪽이 부풀어 오른 회전 타원체 모양이다. 만약 이 별이 조금 더 빠르게 자전해서 초당 300킬로미터에 이르면 별은 산산조각으로 찢겨 나갔을 것이다. 반대로 태양의 자전 주기는 25일~35일 정도로 적도에서의 공전 속도는 초당 1.994킬로미터에 불과하다. 항성이 생성하는 자기장 및 항성풍은 주계열 기간에 머무르는 동안 별의 자전 속도를 크게 낮춘다.
밀집성은 작은 질량까지 수축하기 때문에 매우 빨리 자전한다. 그러나 이들은 각운동량 보존 법칙(회전하는 천체가 수축하여 덩치가 줄어드는 만큼 회전 속도가 늘어나는 현상)에 따라 수치에 비해 상대적으로 느린 속도를 보인다. 항성 각운동량 중 많은 부분은 항성풍으로 질량을 잃는 과정에서 소실된다. 그럼에도 불구하고 펄사의 자전 속도는 매우 빠르다. 예를 들면 게성운 중심부에 남은 게성운 펄사는 초당 30번 회전한다. 펄사의 자전 속도는 복사 에너지 방출 때문에, 시간이 지날수록 천천히 느려질 것이다.
온도
주계열 단계에 있는 항성의 온도는 중심핵에서 핵융합 작용을 하는 강도 및 반지름에 따라 결정되며 보통 색지수로 표시한다. 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. 항성의 중심핵 부분의 온도는 수백만 켈빈에 이른다. 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. 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.[1]
항성 분류[편집]
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. 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.
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. 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.
특이한 현상을 보이는 별은 앞에서 설명한 기호 옆에 작은 글씨를 덧붙인다. 예를 들면 "e"는 방출선 현상을 보이는 항성에 붙이는 기호이며 "m"은 중원소 성분이 강하게 검출되는 별이고, "var"는 분광형이 일정하지 않은 별에 사용한다. 백색 왜성의 경우 분광형 기호로 D를 쓴다. 스펙트럼에 나타나는 특정 분광선에 따라 이를 다시 세분하여 DA, DB, DC, DO, DZ, DQ 등으로 표시한다. 세분한 기호 뒤에 온도에 따라 아라비아 숫자를 다시 덧붙여 표시한다. 예를 들면 시리우스 B의 분광형은 DA2이다.[1]
동영상[편집]
각주[편집]
참고자료[편집]
같이 보기[편집]
