항성의 특징은 무엇일까?

 

항성의 분포는 어떨까?

항성은 태양처럼 홀로 형성되기도 하지만, 두 개 이상의 별들이 동시에 형성되어 서로 공전하기도 합니다. 다중성계 중에서 쌍성은 가장 흔한 것입니다. 그러나 3개 이상의 항성계도 발견됩니다. 안정적인 공전 궤도를 유지하기 위해, 보통 3개 이상의 별들이 계층 구조를 형성합니다. 계층 구조는 위성이 행성 주위를 도는 것처럼 항성도 서로 도는 작은 계가 다시 더 큰 계를 한 개체로 공전하는 구조를 말합니다. 성단처럼 더 큰 항성계도 있다고 합니다. 성단은 성협과 같은 몇몇의 별들이 느슨하게 묶인 집단에서부터 구상 성단처럼 수백수천 개의 항성이 빽빽하게 모여 있는 집단에 이르기까지 다양합니다.
대부분의 항성이 중력에 의해 함께 묶여 있는 다중성계를 구성할 수도 있다는 가정은 오래전부터 확립된 이론으로 받아들여져 왔습니다. 이것은 O나 B형의 매우 무거운 별에 대한 좋은 가설입니다. 이 무거운 별들의 약 80%가 다중성계를 구성하고 있습니다. 그러나 질량이 작을수록 홑별의 비율이 높아집니다. 적색 왜성의 경우 약 85%가 홑별로 추측된다고 합니다. 적색 왜성이 은하계의 대부분의 항성을 구성한다면, 우리 은하의 대부분의 별들은 태어날 때부터 홑별인 것과 같습니다. 그러나 홑별이 차지하고 있는 비중이 50%가 되지 않는다고 하는 주장이 있는 등 홑별과 그렇지 않은 계의 비율이 논란의 대상이라고 합니다.
별은 모든 우주 차원에서 균일하게 분산되어 있지 않습니다. 그러나 은하 단위의 관점에서 보면 성간 가스와 성간 물질로 집단이 균일하게 무리짓고 있다고 합니다. 전형적인 은하는 수천억 개의 별들을 가지고 있고 관측 가능한 우주 내의 총 은하수는 1,000억 개에 이른다고 합니다. 별은 주로 은하에 존재한다고 알려져 있지만, 은하와 은하 사이의 공간에서도 별이 발견되어 왔습니다. 천문학자들은 관측 가능한 우주 내에 적어도 700해 개의 항성이 있다고 믿는다고 합니다. 이 숫자는 4,000억 개의 별이 가득한 우리 은하를 1,750억 개나 모아야 채울 수가 있는 숫자라고 합니다.
항성 자체는 지구에 비해 압도적으로 무겁고 밝지만 항성과 항성 사이는 거리가 엄청나게 멀다고 합니다. 태양을 제외하고 지구상에서 가장 가까운 항성은 켄타우로스 프록시마인데, 빛의 속도에서 4.2년 떨어져 있다고 합니다. 이 거리는 39조 9,000억km로 태양에서 명왕성까지 거리의 6,000배에 이른다고 합니다. 프록시마에서 나오는 빛이 지구에 도달하는 데는 4.2년이 걸린다고 합니다. 우주 왕복선이 지구 궤도선상 속도(시속 3만 km)의 속도로 프록시마에 도달하려면 15만 년이 걸린다고 합니다. 이것은 은하면에 존재하는 별들 사이의 평균보다 약간 더 가까운 거리라고 합니다. 은하 중심 또는 구상 성단의 별들 간 거리는 훨씬 가깝고, 은하 헤일로에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 더 멀다고 합니다.
은하핵 바깥에 위치한 별들 사이의 거리가 너무 멀기 때문에 별과 별이 서로 충돌하는 것은 드문 일로 여겨지고 있습니다. 구상 성단이나 은하 중심과 같이 별이 밀집한 곳에서는 별들이 충돌하는 일이 상대적으로 더 흔해질 것 입니다. 이러한 성간 충돌은 청색 낙오성을 만들어 냅니다. 이 비정상적인 별들은 성단의 비슷한 밝기의 주계열성보다 표면 온도가 더 높다고  합니다.

 

항성의 특징을 알아보자!

항성의 운명은 태어날 때의 질량에 의해 대부분 결정됩니다. 초기 질량은 별의 밝기, 크기, 진화 과정, 수명 및 최후를 맞는 양상 등을 결정하는 요인입니다.

항성의 나이

별들은 대부분 1억년에서 100억 년 사이까지 존재한다고 합니다. 어떤 별들은 우주의 나이와 비슷한 약 137억 살로 예상되기도 합니다. 이전에는 가장 오래된 별이 HE 1523-0901로 알려져 있었으나, 2013년 가장 오래된 항성이면서 천체는 HD 140283으로 136억 6천만 년에서 152억 6천만 년 사이인 것으로 추정된다고 합니다. NASA는 이 별에 성경에서 최고령자인 므두셀라의 이름을 딴 "므두셀라성"이라는 별명을 붙였습니다.
무거운 별은 중심핵의 압력이 커서 작은 별들보다 훨씬 빨리 수소를 태우므로 질량이 큰 별일수록 수명이 짧다고 합니다. 가장 질량이 큰 별은 약 100만 년 정도 동안 사는 반면, 적색 왜성과 같이 질량이 작은 별은 연료를 매우 느리게 태우기 때문에 수백년에서 수천억 년 동안 산다고 합니다.

항성의 화학적 구성

항성이 탄생할 때의 구성비는 보통 수소 70%, 헬륨 28%, 나머지 2%의 중원소들입니다. 무거운 원소의 비율은 보통 항성 상층부의 대기에 들어 있는 철의 함유량으로 표시되는데, 철이 비교적 흔한 원소이고 흡수선이 강해 측정하기 쉽기 때문입니다. 별이 태어나는 분자구름은 초신성 폭발이 일어나면서 점차적으로 중원소의 함량을 증가시키기 때문에 항성 내의 중원소 함유량에 의해 별의 나이를 확인할 수 있습니다. 무거운 원소의 함량은 그 항성의 주위에 행성을 가지고 있는지를 나타내는 지표입니다.
지금까지 발견된 가장 적은 금속 함유의 별은 HE1327-2326으로 이 별의 중원소 함유비는 태양의 20만 분의 1만 함유하고 있습니다. 반대로 사자자리 뮤는 태양보다 두 배나 많은 중원소를 포함하고 있으며, 태양의 두 배에 이르고 행성을 거느린 허큘리스자리 14의 경우 중원소비가 세 배나 됩니다. 크로뮴이나 희토류 원소와 같은 화학적 특이성을 보여 스펙트럼상 많은 특이한 원소들을 포함하고 있는 것도 존재합니다.

항성의 반지름

지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 태양을 제외한 별은 지구에서 볼 때 지구의 대기 때문에 반짝이고 빛나는 점으로 보입니다. 태양은 항성이지만 지구와 매우 가깝기 때문에 원반처럼 보이는 것 입니다. 태양을 제외하고 다음으로 큰 별은 황새치자리 R이며, 시지름은 겨우 0.057 초각에 불과하지 않다고 합니다.
별의 시지름은 보통 너무 작아서 지상의 망원경을 사용하여 관측할 수 없기 때문에 간섭계를 사용하여 항성의 크기를 측정합니다. 간섭계 외에도 엄폐현상을 항성의 반지름을 측정하는 방법으로도 사용되고 있습니다. 달이 특정 항성을 가리거나 다시 나타날 때, 항성의 변화하는 밝기를 정확히 측정함으로써 항성의 각도 지름을 계산할 수 있습니다. 쌍성계에서는 한 별이 다른 별을 가리면서 광도가 변하는 것을 통해 항성의 지름을 구하기도 합니다.
별의 실제 반지름은 진화의 종류와 단계에 따라 다양합니다. 중성자별의 길이는 20~40km에 불과하며 오리온의 베텔게우스 등 초거성의 경우 태양의 반경의 650배(9억㎞)에 이른다고 합니다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 희박합니다.

항성의 운동

태양에 대한 항성의 움직임은 항성의 나이와 출생지에 대한 지식, 근처의 은하의 구조와 진화에 대한 지식을 얻을 수 있습니다.
시선 속도는 km/sec(초당 킬로미터)의 속도로 표현되는 항성의 스펙트럼 라인을 사용하여 도플러 효과를 얻을 수 있습니다. 고유 운동은 정밀 측정 장치에 의해 결정되며, 1년에 밀리초각 단위로 표현된다. 별의 시차가 주어졌을 때, 고유 운동을 속력으로 변환할 수 있습니다. 고유 운동 값이 큰 별은 상대적으로 태양에 가깝고, 이것들은 시차를 측정하기 쉬운 대상들입니다.
여러분이 고유 운동과 시선 속도 값을 모두 알고 있다면 항성이 태양이나 은하에 대해 움직이는 우주 속도를 계산할 수 있습니다. 근처의 별들 중에서, 종족 I 항성은 일반적으로 오래된 종 II 항성들보다 움직임이 느린 것으로 관찰되었습니다. 은하면에 기울어진 타원 궤도를 도는 종 II의 별이 발견되었다. 성협의 존재는 인접한 별들의 움직임을 비교함으로써 알 수 있었습니다. 성협의 구성원은 커다란 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어나 같은 고유 운동을 보이고 있습니다.