항성의 특징에 대해 좀 더 알아보자!

 

항성의 자기장은 어떻게 발생할까?

별의 자기장은 내부의 대류 순환 작용에 의해 발생합니다. 다이너모 과정과 유사한 플라즈마 전도성을 통해 항성은 별 전체에 걸쳐서 자기장을 형성합니다. 자기장의 세기는 별의 질량과 화학적 성분에 따라 달라지며, 표면에서의 자기 활동량은 항성의 자전 속도에 따라 달라집니다. 이러한 표면 활동은 흑점을 생성하는데, 이는 강한 자기장이 생성되는 영역이며, 그 주변보다 온도가 낮은 영역이다. 코로나 루프는 활성화된 표면 영역에서 코로나 영역까지 활처럼 솟아오르는 자기장입니다. 항성 플레어는 고에너지 입자의 폭발로, 전과 같은 자기 활동에서 비롯됩니다.
젊고 빠르게 자전하는 별은 강한 자기장 때문에 표면 활동에서 더 활동적인 경향이 있습니다. 자기장은 별의 항성풍에 영향을 미칠 수도 있지만, 별의 자전을 제동함으로써 주기를 천천히 늦출 수도 있습니다. 따라서 태양처럼 비교적 오랫동안 살아온 항성의 경우 자전 속도가 매우 느리고 표면 활동량도 작습니다. 자전 속도가 느린 별의 표면 활동량은 주기적으로 변동하는 경향이 있으며, 일정 기간 동안 항성 전체의 활동이 멈추기도 합니다. 예를 들어, 태양은 70년마다 흑점의 활동을 중단하는 기간이 있는데, 이를 몬더 극소기라고 합니다.

 

항성의 질량에 대해 알아보자!

질량이 큰 별 중에 하나로 꼽히고 있는 것은 용골자리 에타로 에타 별의 질량은 태양보다 100-150배 더 크고, 수명이 너무 짧아 수백만 년밖에 되지 않습니다. 최근 아치스 성단에 대한 연구에 따르면 우주의 현재 상태에서 항성 질량의 상한선은 태양의 150배 정도로 추정된다고 합니다. 상한선이 150배에서 정지하는 원인은 아직 완전히 규명되지 않았지만 에딩턴 한계가 원인 중 하나로 알려져 있습니다. 에딩턴 한계란 항성이 대기를 우주로 보내지 않는 한도 내의 가장 밝은 지점을 말합니다.
빅뱅 이후 처음 생겨난 별은 리튬보다 무거운 중원소가 거의 없었기 때문에 매우 큰 질량을 가지고 있었으며, 태양 질량의 300배 정도 되는 별이 탄생했을 것으로 추측된다고 합니다. 그러나 이렇게 극도로 무거운 별(종족 III 항성)은 매우 빨리 죽었고 현시점에서는 이론적인 존재에 불과합니다.
2010년 7월 22일 발표된 자료에 따르면 R136a1이라는 별은 태양보다 265배 정도 무겁고, 태어났을 때는 320배 더 무거웠던 것으로 추정된다고 합니다. 생성의 원인도 아직 밝혀지지 않았다고 합니다.
황새치자리 AB의 반성인 황새치자리 ABC의 질량은 목성의 93배에 불과하고 지금까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 수행하는 항성 중 가장 작은 별이라고 합니다. 태양과 중금속 함유량이 비슷한 별은 중심에서 핵융합 반응을 일으켜 항성이 되기 위해서는 이론적으로 최소 목성의 75배 질량이어야 합니다. 그러나, 아주 희미한 별들에 대한 최근의 연구는 금속 함량이 매우 낮은 천체가 항성이 되기 위해서는 태양 질량의 8.3퍼센트 또는 목성의 87배가 되어야 한다는 것을 발견했습니다. 질량이 가스 행성과 항성의 중간 정도여서 핵융합 작용을 일으킬 수 있는 상태가 될 수 없는 천체를 갈색 왜성이라고 부릅니다.
표면 중력은 항성의 반지름과 질량으로부터 결정됩니다. 거성는 주계열성에 비해 표면 중력이 매우 낮습니다. 반면에 중성자별 또는 백색 왜성은 거대한 중력을 가지고 있습니다. 표면 중력은 또한 항성의 스펙트럼에도 영향을 미치며, 이는 중력값이 큰 항성에서 흡수선의 폭이 넓어집니다.

 

항성의 자전에 대해 알아보자! 

항성의 자전 주기는 분광학적 측정 또는 항성표면의 흑점이 이동하는 속도를 측정하여 확인할 수 있습니다. 젊은 별의 적도 자전 속도는 초당 100km가 넘는다고 합니다. 예를 들어, 분광형 B를 가진 청색 주계열성 아케르나르의 경우, 적도 회전 속도는 초당 225km 이상에 이른다고 합니다. 이 별은 자전 속도가 너무 빨라서 적도 쪽이 부풀어 오른 회전 타원체 모양을 하고 있다고 합니다. 만약 이 별이 조금 더 빨리 자전해서 초당 300㎞에 도달했다면 그 별은 산산조각이 났을 것입니다. 반대로 태양의 자전 주기는 25일에서 35일 사이로 적도의 공전 속도는 초속 1.994km입니다. 항성에 의해 생성되는 자기장과 항성풍은 주계열 기간에 머무르는 동안 별의 자전 속도를 크게 감소시킵니다.
밀집성은 작은 질량으로 수축되기 때문에 매우 빠르게 자전합니다. 그러나 이들은 각운동량 보존법칙(천체가 회전하면서 수축하여 덩치가 줄어드는 만큼  회전 속도가 늘어나는 현상입니다.)에 따라 수치에 비해 상대적으로 느린 속도를 보인다고 합니다. 항성의 각운동량 중 많은 부분이 항성풍으로 질량을 잃는 과정에서 상당 부분 상실됩니다. 그럼에도 불구하고 펄서의 자전 속도는 매우 빠릅니다. 예를 들어 게성운의 중심부에 남아 있는 펄서는 초당 30회 회전한다고 합니다. 복사 에너지의 방출 때문에 펄서의 자전 속도는 시간이 지남에 따라 서서히 느려질 것입니다.

 

항성의 온도는 어떻게 될까? 

주계열 단계에서 항성의 온도는 중심핵에서 핵융합 작용의 강도와 반지름에 의해 결정되는데 보통 색지수로 표현이 됩니다. 온도는 보통 유효 온도로 표시하게 되는데 이는 표면 전체에 균일한 밝기의 복사 에너지를 방출하는 이론적 흑체의 온도입니다. 유효 온도는 대표적인 값에 불과하며, 실제 항성의 경우 중심핵에서 표면까지의 거리가 클수록 실제 온도는 더 낮습니다. 항성의 중심핵의 온도는 수백만 켈빈에 이릅니다.
항성의 온도에 따라 특정 원소들은 이온화되거나 복사 에너지화되어 스펙트럼 상에서 고유한 흡수선을 형성합니다. 항성은 항성의 표면 온도와 절대 등급,  스펙트럼 흡수선에 따라 분류됩니다.
질량이 큰 주계열성은 표면 온도가 5만 켈빈 정도 된다고 합니다. 반면 태양과 같은 보통의 항성은 표면 온도가 수천 켈빈 정도 된다고 합니다. 적색 거성은 상대적으로 3,600 켈빈 이하로 차갑지만, 총 표면적이 매우 크기 때문에 총체적인 광도는 주계열성에 비해 상승한다고 합니다.

 

항성의 복사 작용에 대해 알아보자!

핵융합의 부산물로 별들이 방출하는 복사 에너지는 전자기파와 입자 방사선의 형태로 우주로 방출됩니다. 입자 방사선은 항성의 외곽 대기에서 전기적으로 대전된 입자(자유 양성자, 알파 입자, 베타 입자)와 항성의 중심핵에서 나온 중성미자가 계속 흐르는 항성풍 형태로 방출됩니다.
중심핵에서 생성되는 복사 에너지는 항성이 밝게 빛나는 이유입니다. 매 순간 원소의 두 개 이상의 원자핵이 서로 융합되어 더 무거운 새로운 원자핵을 형성합니다. 여기서 생성된 에너지는 항성의 바깥 층에 도달함에 따라 전자기 에너지와 가시광선 등 다른 형태의 에너지로 변환됩니다.
항성의 색은 광구가 포함된 항성의 외층 온도와 가시광선 영역에서 가장 높은 주파수에 따라 달라집니다. 가시광선 이외에도 항성은 인간의 눈에 보이지 않는 전자기 복사 에너지를 방출합니다. 실제로 항성은 전자기 스펙트럼의 모든 영역에서 복사 에너지를 방출하는데, 길게는 전파와 적외선 영역에서 짧게는 자외선, X선, 감마선에 이릅니다. 이 속성은 적색 왜성 같은 차가운 별에서부터 청색 초거성과 같이 매우 뜨겁고 밝은 별들과 일치하는 것입니다.
천문학자들은 항성 스펙트럼을 이용하여 항성의 표면 온도와 표면 중력, 중원소의 함유량, 항성의 자전 주기를 알 수 있습니다. 시차법 등을 이용하여 항성까지의 거리를 알면 밝기를 구할 수 있습니다. 그런 다음 항성 모형에 기초해 질량을 포함한 반지름, 표면 중력 및 자전 속도를 구할 수 있습니다.(쌍성의 경우에는 질량을 바로 알아낼 수 있다고 합니다. 또한 중력 렌즈 기법은 항성의 질량을 알 수 있게 해준다고 합니다.) 항성의 나이는 앞서 얻은 자료로 알아낼 수 있다고 합니다.

항성의 광도는 어떻게 될까? 

천문학에서 밝기는 기준 시간 동안 항성 한 개가 방출하는 빛의 강도와 다른 형태의 복사 에너지를 말합니다. 항성의 밝기는 반지름과 표면 온도로 구할 수 있습니다. 그러나 많은 별들이 모든 표면에서 균일한 플럭스(기준 영역에 적용되는 복사 에너지의 양)로 방출하지는 않습니다. 예를 들어 빠르게 자전하는 베가의 경우에는 양극이 적도보다 더 많은 플럭스를 방출합니다. 
평균 밝기보다 항성 표면의 온도가 낮고 어두운 부분을 흑점이라고 합니다. 태양과 같이 상대적으로 작은 항성의 표면은 거의 특징이 없고 평평한 원반 위에 여러 개의 작은 흑점을 가지고 있습니다. 태양보다 큰 거성의 흑점은 더 크고 더 뚜렷하며, 주연 감광 현상을 보여줍니다. 주연 감광이란 항성 원반의 바깥 부분으로 갈수록 밝기가 어두워지는 현상입니다. 고래자리 UV 등 플레어 별과 같은 적색 왜성들은 표면에 여러 개의 뚜렷한 흑점들이 나타납니다.