항성: 두 판 사이의 차이
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[[17세기]] 별자리의 이름을 그 구역 안의 별 이름 앞에 붙이게 된다. 독일 천문학자 [[요한 바이어]]는 [[성도 (천문학)|성도]](星圖)를 만들고 각 별자리 구역 내에 있는 별의 밝기 기준으로 그리스 문자를 붙였다. 그 뒤 영국 천문학자 [[존 플램스티드]]는 [[아라비아 숫자]]를 이용하여 [[플램스티드 명명법]]을 개발한다. 이후 여러 [[성표]]가 작성되면서 다양한 항성 목록 분류법이 개발되었다.
오늘날 과학계에서 항성 또는 기타 천체에 이름을 붙일 권한이 있는 기관은 [[국제 천문 연맹]]이다.<ref name="naming">{{웹 인용 | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309 | 제목 = The naming of stars (별 이름 짓기) | 출판사 = National Maritime Museum | 확인날짜 = 2006-08-13 | 언어 = en | 보존url = https://web.archive.org/web/20071029035356/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309 | 보존날짜 = 2007-10-29 | 깨진링크 = 예 }}</ref> 현재 여러 기업체가 돈을 받고 별에 이름을 지어 붙이는 업무를 보고 있으나, 이들이 지어 붙인 이름은 과학계에서 인정받지 못하고 있다.<ref name="naming" /> 과학계의 많은 인사는 이런 사기업을 별 이름을 짓는 과정을 잘 모르는 시민을 속여서 사기 행각을 벌이는 단체로 보고 있다.<ref>{{웹 인용 | 성 = Adams | 이름 = Cecil | 날짜 = 1988-04-01 | url = http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html | 제목 = Can you pay $35 to get a star named after you? (별에 당신 이름을 붙이는 데 35달러를 낼 수 있는가?) | 출판사 = The Straight Dope | 확인날짜 = 2011-02-04 | 언어 = en }}</ref>
== 측정 단위 ==
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항성은 자신의 일생 중 90[[퍼센트]]에 이르는 기간을 중심핵의 고압, 고온 환경 아래 [[수소]]를 태워 헬륨으로 바꾸는 [[핵융합]] 작용을 하면서 보내는데 이 기간을 주계열 단계라고 한다. 주계열 단계에 있는 별을 다른 말로 [[난쟁이별]]이라고도 부른다. [[영년 주계열]]로부터 시작해서 중심핵에 축적되는 [[헬륨]]의 양은 점차 늘어난다. 그 때문에 중심핵에서 필요한 핵융합 작용의 빈도를 충족시키기 위해서 항성은 천천히 뜨거워지고 밝아진다.<ref>{{저널 인용 | 저자 = J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross | 제목 = Stellar evolution from the zero-age main sequence (영년 주계열부터의 항성 진화) | 저널 = Astrophysical Journal Supplement Series |연도 = 1979 | volume = 40 | 쪽 = 733~791 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M | 확인날짜 = 2011-02-04 | 언어 = en }}</ref> 예를 들면 태양의 경우 46억 년 전 영년 주계열에 도달하였을 때에 비해 지금의 태양은 밝기가 40퍼센트 정도 증가한 상태이다.<ref name="sun_future">{{저널 인용 | 성 = Sackmann | 이름 = I.-Juliana | 공저자 = Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer |연도 = 1993 | 월 = 11 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S | 제목 = Our Sun. III. Present and Future (우리의 태양. III. 현재와 미래) | 저널 = Astrophysical Journal | volume = 418 | 쪽 = 457 | doi = 10.1086/173407 | 언어 = en | 확인날짜 = 2011-02-04 }}</ref>
모든 별은 가스를 우주 공간으로 지속적으로 방출하는데 이를 [[항성풍]]이라고 한다. 대부분의 별의 경우 항성풍으로 잃는 질량은 미미하다. 태양은 매년 자기 질량의 10<sup>−14</sup>배<ref>{{저널 인용 | 저자 = B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky | 제목 = Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity (나이와 활동 함수에 의한, 태양 비슷한 별들의 질량 손실 비율 측정치) | 저널 = The Astrophysical Journal |연도 = 2002 | volume = 574 | 쪽 = 412~425 | url = http://iopscience.iop.org/0004-637X/574/1/412 | doi = 10.1086/340797 | 언어 = en | 확인날짜 = 2011-02-04 }}</ref> 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 10<sup>−7</sup>배에서 10<sup>−5</sup>배에 해당하는 질량을 방출하며 이는 이들의 진화 과정에도 영향을 미친다.<ref>{{저널 인용 | 성 = de Loore, | 이름 = C. | coauthors = de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. | 제목 = Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind (항성풍으로 질량을 잃는, 무거운 별들의 진화) | 저널 = Astronomy and Astrophysics |연도 = 1977 | volume = 61 | issue = 2 | 쪽 = 251~259 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D | 언어 = en | 확인날짜 = 2011-02-04 }}</ref> 처음 태어날 때 태양보다 50배 이상 무거운 별은 일생 동안 자기 질량의 절반 정도를 날려 보낸다.<ref>{{웹 인용 | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | 제목 = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun : Stellar Evolution (항성의 진화 : 태양 질량 50배~100배에 이르는 별들의 진화) | 출판사 = Royal Greenwich Observatory | 확인날짜 = 2006-09-07 | 언어 = en | 보존url = https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | 보존날짜 = 2007-09-30 | 깨진링크 = 예 }}</ref>
[[파일:H-R diagram -edited-3.gif|right|섬네일|300px|[[헤르츠스프룽-러셀 도표]]. 태양은 중앙에 있다([[#항성 분류]] 참조).]]
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==== 무거운 별 ====
태양보다 9배 이상 무거운 별은 헬륨을 태우는 단계에서 [[적색 초거성]]으로 진화한다. 중심핵의 헬륨이 소진되면 이들은 헬륨보다 무거운 원소들을 순차적으로 태운다. 중심핵은 [[탄소]]를 태울 수 있을 온도와 압력이 나올 때까지 압축된다([[탄소 연소 과정]] 참고). 같은 식으로 적색 초거성은 [[산소]]([[산소 연소 과정]] 참고), [[네온]]([[네온 연소 과정]] 참고), [[규소]]([[규소 연소 과정]] 참고)까지 핵융합 작용의 연료로 사용하며 중심부에 무거운 원소들을 계속 축적시킨다. 항성의 목숨이 거의 끝날 즈음 핵융합 작용으로 생성된 물질들은 항성 내부에 [[양파]] 껍질처럼 층을 이루게 된다. 각 층은 서로 다른 원소들을 태우는데, 가장 바깥쪽 층은 수소, 그 아래층은 헬륨, 그 아래는 산소, 네온, 규소, …의 식이다.<ref>{{웹 인용 | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ | 제목 = Stars : What is a star? (별 : 별이란 무엇인가?) | 저자 = ROG learning team | 날짜 = 2002-12-30 | 출판사 = Royal Greenwich Observatory | 확인날짜 = 2006-09-07 | 언어 = en | 보존url = https://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299 | 보존날짜 = 2007-09-30 | 깨진링크 = 예 }}</ref>
별의 가장 마지막 단계는 중심부에서 [[철]]이 생성될 때이다. 철의 원자핵은 다른 원소들보다 단단하게 결합되어 있기 때문에 이들은 핵융합 작용을 할 경우 에너지를 방출하는 것이 아니라 소비한다. 같은 이유로 철은 [[핵분열]]로 에너지를 방출할 수 없다.<ref name="hinshaw" /> 질량이 큰 별 중 상대적으로 늙은 별 내부에는 핵융합을 할 수 없고 철로 된 거대한 중심핵이 만들어진다. 이런 별 안에 있는 무거운 원소들은 항성 표면으로 이동하며 항성은 [[울프-레이에 별]]로 진화하여 밀도 높은 항성풍의 형태로 외곽 대기를 우주 공간에 뿌린다.
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항성 대부분이 서로 중력으로 묶여 있는 [[다중성계]]를 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 왜성]]의 경우 85퍼센트가 홑별로 추측된다. 적색 왜성이 은하 내 항성 대부분을 차지한다면 우리 은하에 있는 별은 태어날 때부터 대부분이 홑별인 셈이다.<ref>{{서적 인용 | publisher = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | date = 2006-01-30 | url = http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html | 제목 = Most Milky Way Stars Are Single (우리 은하 별의 대부분은 홑별이다) | accessdate = 2006-07-16 | 언어 = en }}</ref> 그러나 홑별이 차지하는 비중이 50퍼센트가 되지 않는다는 주장<ref>{{서적 인용 | 제목 = 기본천문학 | 판 = 제5판 | 저자 = Hannu Karttunen | 공저자 = H. Oja | 편집자 = 강혜성 번역 | 출판사 = 시그마프레스 | 날짜 = 2008-09-01 | id = {{ISBN|978-89-5832-536-9}} | 확인날짜 = 2009-06-11 | 쪽 = 271 | 언어 = ko }}</ref> 도 있는 등 홑별과 그렇지 않은 계(系)의 비율은 논란의 대상이다.
별은 전 우주 차원에서는 균일하게 퍼져 있지 않다. 그러나 은하 단위로 살펴보면 [[성간 가스]] 및 [[성간 물질]]과 함께 균일하게 무리를 짓고 있다. 전형적인 은하에는 수천억 개의 별이 있으며 [[관측 가능한 우주]] 내에 존재하는 [[은하]]의 수는 총 1천 억 개에 이른다.<ref>{{웹 인용 | 제목 = What is a galaxy? How many stars in a galaxy? How many stars/galaxies in the Universe? (은하란 무엇인가? 은하 하나/우주에는 얼마나 많은 별이 있는가?) | 출판사 = Royal Greenwich Observatory | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | 확인날짜 = 2006-07-18 | 언어 = en | 보존url = https://web.archive.org/web/20071010122331/http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | 보존날짜 = 2007-10-10 | 깨진링크 = 예 }}</ref> 별은 주로 은하에 존재하는 것으로 알려졌지만 [[은하간 공간|은하와 은하 사이 공간]]에 있는 별도 발견되었다.<ref>{{뉴스 인용 | 제목 = Hubble Finds Intergalactic Stars (허블 우주 망원경이 은하간 공간에 있는 항성을 발견했다) | 출판사 = Hubble News Desk | 날짜 = 1997-01-14 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/ | 확인날짜 = 2006-11-06 | 언어 = en }}</ref> 천문학자들은 관측 가능한 우주 영역 내에 적어도 700[[100000000000000000000|해(垓)]] 개에 이르는 항성이 존재한다고 생각하고 있다.<ref>{{뉴스 인용 | 제목 = Astronomers count the stars (천문학자들이 별의 개수를 세다) | 출판사 = BBC News | 날짜 = 2003-07-22 | url = http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm | 확인날짜 = 2006-07-18 | 언어 = en }}</ref> 이 수효는 4천억 개의 별로 이루어진 [[우리 은하]]를 1천 750억 개 모아야 채울 수 있는 수치이다.
항성 자체는 지구에 비하면 압도적으로 무겁고 밝은 존재이지만 항성과 항성 사이는 엄청나게 떨어져 있다.<ref name="brit_ko">[http://preview.britannica.co.kr/bol/topic.asp?article_id=b24h3370a "항성"(恒星, Fixed Star)] {{웨이백|url=http://preview.britannica.co.kr/bol/topic.asp?article_id=b24h3370a# |date=20110721223847 }}, 《[[한국 브리태니커 온라인]]》, 2011년 2월 10일자 기사.</ref> 태양을 제외하고 지구에서 가장 가까운 항성은 [[켄타우루스자리 프록시마]]로 빛의 속도로 4.2년이 걸리는 거리에 있다. 이 거리는 39조 9천억 킬로미터에 이르며, 태양에서 [[명왕성]]까지 거리의 6000배에 이르는 간격이다.<ref name="brit_ko" /> 프록시마에서 떠난 빛이 지구에 이르기까지는 4.2년이 걸린다. [[우주 왕복선]]의 지구 궤도선상 속도(시속 3만 킬로미터)로 프록시마까지 가려면 15만 년이 걸린다.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup>년.</ref> 이 정도는 은하면에 존재하는 별 사이에서는 평균보다 약간 가까운 거리에 해당한다.<ref>{{저널 인용 | 저자 = J. Holmberg, C. Flynn | 제목 = The local density of matter mapped by Hipparcos (히파르코스가 작성한, 물질들의 국부적 밀도) | 저널 = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 313 | issue = 2 |연도 = 2000 | 월 = 4 | 쪽 = 209~216 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H | 확인날짜 = 2006-07-18 | 언어 = en }}</ref> [[은하 중심]] 또는 [[구상 성단]]에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 가깝고, [[은하 헤일로]]에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 멀다.
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