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항성의 종류

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원시성
황소자리 T형 별
원시성이란 원시별이라고 불리며, 핵융합반응이 시작되기 이전의 천체가 분자구름에서부터 형성되는 과정을 말한다. 원시별의 형성 과정은 초신성 폭발 또는 두 은하의 충돌과 같은 강한 충격파가 생기는 현상으로 인해 성간물질 중 거대 분자 구름(giant molecular cloud)의 내부에 중력이 불안정해지면서 시작된다. 중력이 불안정해 지면서 안정된 상태에 있던 분자들이 중력에 의하여 수축이 시작되며, 분자 구름의 붕괴를 일으킨다. 분자 구름이 붕괴하면, 밀도가 높은 먼지 및 가스 덩어리들이 구상체를 형성하며, 구상체는 스스로의 중력 때문에 수축하면서 밀도가 늘어나며, 중력 에너지가 열로 바뀌고 온도는 올라간다. 원시별 구름이 안정적인 유체 정역학적 평형 상태에 이르면, 구름 중심부에서 원시성이 탄생한다.

보통의 중력 수축 과정은 약 1천만 년에서 1천 5백만 년에 걸쳐 진행되며, 원시성 중 태양 질량 2배 이하를 황소자리 T형 별(T Tauri star)이라 부르며, 그보다 질량이 큰 경우는 허빅 Ae/Be 별(Herbig Ae/Be star)이라 부른다.
주계열성
H-R도
주계열성이란 별이 태어나서 내부의 핵이 수소핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어내는 시기이다. 이는 평범한 별의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하고, 인간으로 치면 청장년 기에 해당한다. 주계열성은 헤르츠스프룽-러셀(H-R)도표에서 무리를 지으면서 표를 대각선으로 가로지른다.

별은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태우며 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 별들이 이와 같은 수소 연소 작용 기간 동안 H-R도표 상의 한 점에 위치하게 되며, 초기 질량에 따라 각기 다른 좌표상에 위치하게 된다. 그러나 초기 질량 외에 별을 구성하는 물질들의 화학적 조성 및 다른 요인에 의해서도 좌표의 위치는 바뀔 수 있다. 중심부에 있던 수소를 헬륨으로 다 태우고 나면 별은 주계열성 단계에서 이탈하여 진화를 시작한다. 보통 질량이 큰 별일수록 핵융합 속도가 빨라 주계열 단계에 오래 머무르지 않으며, 질량이 작은 별은 더 긴 시간 동안 머무른다.

이러한 주계열성들을 왜성(dwarf star) 즉, 난쟁이별이라고도 부른다. 이는 주계열성들의 크기 자체가 작기 때문이 아니라, 거성이나 초거성과 같이 거대한 별들에 비해 상대적으로 부피가 작고 어둡기 때문에 붙여진 이름으로 질량이 아주 적은 경우 적색왜성(Red dwarfs), 태양정도의 질량을 가진 경우 오랜지색 왜성(Yellow dwarfs)으로 구분하기도 한다.

반면 백색 왜성(White dwarf)의 경우는 그 크기가 지구 정도밖에 되지 않아 주계열성에 비해 확연하게 어둡고 작아서 '난쟁이'라는 이름이 붙은 경우이다. 백색 왜성은 수많은 주계열성들이 진화를 마치고 마지막에 남기는 별의 마지막 모습 중 하나이다.
거성
거성
별은 중심부에 있던 수소를 모두 태우고 나면 주계열 단계를 떠나 거성으로 진화한다. 별의 질량이 태양질량의 0.4배보다 클 경우, 중심핵 부분에 있는 수소를 모두 소진하면 외부로 작용하는 가스압에 의한 힘이 소멸되어 중심핵은 중력에 의해 점점 수축된다. 이에 따라 중력에너지가 발생하고 내부의 온도는 점차 상승하게 되며, 중심핵 바깥쪽의 수소가 반응을 시작하게 된다. 이는 별의 에너지원이 표면에 가까워지는 것을 뜻하며, 따라서 별의 밝기는 매우 밝아지고 외부껍질이 부풀어 오르면서 표면 온도는 하강한다. 일반적으로 거성의 반지름은 태양의 대략 10배에서 100배이며, 밝기는 최소 10배에서 최대 1,000배에 이른다고 한다.
초거성
초거성의 광도는 태양의 30,000배에서 최대 수십만 배에 이른다고 한다. 반지름은 보통 태양의 30배에서 500배 정도이지만, 클 경우 1,000배를 넘어가기도 한다. 슈테판-볼츠만 법칙에 의하면, 적색 초거성은 청색 초거성에 비하여 단위 면적당 발산하는 에너지의 양이 적다. 따라서 같은 밝기로 보이는 별들의 경우 적색 초거성은 청색 초거성보다 반경이 훨씬 크다.

초거성은 질량이 매우 크기 때문에 수명 또한 1천만 년에서 3천만 년 수준에 불과하다. 따라서 이들은 젊은 천체집단인 산개성단, 나선은하, 불규칙은하 등에서 주로 관측된다. 이에 반해 늙은 별들로 주로 구성되어 있다고 추측되는 타원은하나 구상성단에서는 거의 발견되지 않는다.

초거성은 젊은 O형 항성들로부터 진화 말기의 M형에 이르기까지 다양하게 분포한다. 오리온자리에서 가장 밝은 리겔은 전형적인 청백색 초거성이며, 베텔게우스와 안타레스는 적색 초거성이다.

초거성의 이론적 연구에는 항성질량손실 등의 풀리지 않은 문제가 존재한다. 최근에는 개개의 초거성을 연구하기보다는 성단의 모형을 구축하여, 이론적 모형으로 나온 값과 실제 은하(예: 마젤란 은하) 내 초거성 분포를 비교하는 방법을 사용하고 있다.

우주에서 가장 먼저 태어난 별들은 현재 우주의 별들보다 질량과 밝기가 더 컸으리라고 짐작된다. 이 별들은 이론상의 종족III형 별이다. 이들의 존재는 퀘이사에서 관측되는 수소와 헬륨 외 여러 화학 원소들의 생성을 설명하는 근거가 된다.

대부분의 II형 초신성의 경우 폭발 전 상태는 적색 초거성이었으리라고 추측하고 있다. 그러나 초신성 1987A의 전 단계는 적색 초거성이 아니라 청색 초거성이었다. 이러한 1987A는 원래 적색 초거성이었으나, 항성풍의 형태로 외곽부를 날려 버리고 내부가 겉으로 드러난 상태에서 폭발했을 것으로 추측된다.
백색왜성
백색왜성
백색 왜성은 태양의 0.4~8배 이하의 질량을 지닌 별들이 진화 끝에 도착하는 종착지이다. 별이 헬륨 연소 과정 동안 적색 거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색 왜성을 형성하게 되는 것이다. 이러한 백색왜성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵에서 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없고, 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 보통의 백색왜성은 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 수축해 가던 핵은 전자축퇴압에 의해 일정 수준이상의 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1.4배 이다. 이를 찬드라세카 한계라고 하며, 이 질량을 넘어서는 백색 왜성은 또 다른 변화를 겪게 된다. 더 이상 에너지를 생성할 수 없는 백색 왜성은 수백억 년 이상의 세월이 지나며 점차 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색 왜성이라 할지라도 여전히 수천 켈빈의 온도를 유지하고 있다는 것을 알 수 있다.
중성자별과 펄사
중성자별
중성자별
중성자별은 무거운 별이 진화의 마지막 단계에서 초신성폭발을 겪고, 남겨진 중심핵을 말한다. 초신성 폭발 후 중심핵 부분은 계속 수축하게 되는데 이때 양성자와 전자가 합쳐져 중성자를 형성하게 된다. 이리하여 크기는 수십 km정도인 작고 높은 밀도를 가진 중성자별이 형성된다.

일반적인 중성자별은 태양 질량의 약 1.4배에서 약 2.8배에 해당하는 질량을 가지는 반면, 태양 반지름의 1/30,000에서 1/70,000에 해당하는 약 10~20km의 반지름을 가진다. 그러므로 중성자별의 밀도는 원자핵의 밀도와 맞먹는 8×1013g/cm3 ~ 2×1015g/cm3수준이다. 따라서 찬드라세카 한계, 즉 외부 껍질이 날아간 이후에 남은 핵의 질량이 태양 질량의 약 1.4배 보다 가벼운 천체는 백색왜성이 되며, 외부 껍질을 제외한 핵의 질량이 약 1.4배보다 크면, 별의 자체 중력으로 인하여 원자핵과 전자의 경계가 모호해진다. 그리하여 모든 내부 물질이 중성자로 바뀌며 결국 중성자별이나 블랙홀로 변하게 된다.

중성자별은 원래의 별이 지니고 있던 각운동량의 대부분을 유지하지만, 자체적인 중력으로 인해 반지름은 매우 작아져있는 상태이다. 따라서 약 1초에서 30초 정도에 한 바퀴를 도는 빠른 자전 속도를 보이게 된다.

위의 사진은 Puppis A라 불리는 초신성 잔해를 X-ray영역에서 촬영한 것이다. 사진의 가운데에 있는 확대한 별이 갓 태어난 중성자별일 것으로 추측하고 있다. 또한 중성자별이 양극 방향으로 펄사를 방출하는 것이 관측되기도 한다.
펄사
펄사
버넬(Burnnel)은 1967년에 플라즈마의 신호를 분석하고 있을 때, 주기적으로 나타나는 신호를 발견하였다. 이것은 정확히 1.337초마다 규칙적으로 일어나는 맥동(pulses)현상이었고 후에 학자들은 이것을 펄사(Pulsar)라고 이름 지었다. 이후 많은 연구로부터 이 현상은 회전하는 중성자별에 의해 발생된다는 사실이 밝혀졌다. 옆의 그림은 중성자별과 펄사의 모형을 잘 나타내고 있다. 그림에서 볼 수 있듯이 매우 빠른 속도로 회전하면서 강한 자기장을 띠고 있는 중성자별은 양극으로 싱크로트론 복사를 방출하게 된다. 이 때 자기장의 축은 회전축과 일치하지 않고 기울어져 있으며, 자기축이 지구의 방향과 일치할 때 우리는 펄사를 관측할 수 있다.

펄사가 관측되는 유명한 천체로는 게성운(M1)이 있다. 게성운은 중심에 중성자별이 있고 그 밖으로는 1054년에 폭발한 후의 초신성 잔해가 둘러싸고 있다고 예측된다.
초신성
초신성
초신성은 별의 폭발하는 현상을 말하며 초신성폭발이라고도 한다. 무거운 별은 진화의 막바지에 이르러 엄청난 양의 항성물질을 강력한 힘으로 분출하며 폭발한 뒤 하나의 작은 은하만큼이나 밝기가 밝아진다. 초신성이 생겨나는 과정에는 크게 두 가지가 있는데, 하나는 질량이 큰 별이 중심핵에서 더 이상 핵융합 에너지를 생성하지 못하여, 자체 중력에 의해 중심으로 붕괴하며 생기는 것이며, 다른 하나는, 백색왜성이 동반성으로부터 찬드라세카 한계에 이를 때까지 물질을 흡수하고는 마침내 폭발을 하는 것이다.

초신성은 수소원소의 존재 유무에 따라 분류되는데 스펙트럼에 수소의 선이 포함되어 있다면 이는 II형으로 분류되며, 없다면 I형으로 분류된다.
블랙홀
블랙홀
블랙 홀(Black hole, 검은 구멍)이란, 중력이 너무 커서 탈출 속도가 빛의 속도를 넘어 어떤 것도 빠져 나오지 못하는 천체를 말한다. 매우 큰 질량을 가진 별들이 마지막에 계속적으로 수축을 하게 되면, 작은 부피 안에 엄청나게 큰 질량이 밀집되고, 이것이 바로 블랙홀이 된다. 이론적으로 태양 정도의 질량이 블랙홀이 되기 위해서는 반지름이 약 3km정도로 수축되어야 한다고 한다. 그럼 블랙홀이 빛마저 빨아들인다면 우린 그 존재를 어떻게 예측할 수 있을까? 만약 블랙홀 주위에 아무것도 없이 혼자 존재한다면 우리는 그것을 관측할 수 없다. 그러나 블랙홀 가까 운 곳에 별이 있는 경우 블랙홀이 그 별 주위의 물질들을 빨아들이기 시작하여 특이한 현상이 나타난다. 블랙홀로 빨려 들어가는 그 물질들은 원반 형태를 취하며, 원반의 중심에서는 수백만 도의 높은 온도로 인해 X선을 방출한다. 이 지점을 X선원이라고 하고 우리는 이 X선원을 블랙홀의 가장 강력한 후보로 생각하고 있다.
쌍성
대부분의 별은 태양처럼 단독으로 존재하지 않고, 두 개 또는 세 개 등 여러 개가 무리를 지어 존재하는 경우가 많다. 일반적으로 두 개의 별이 공통된 질량 중심을 기준으로 공전하며, 서로에게 영향을 끼치면서 존재하고 있는 별들의 구조(star system, 항성계)를 쌍성계(binary system)라 한다. 쌍성은 1802년 윌리엄 허셜에 의해 처음 사용되어졌으며 두 별 중 밝은 별은 주성, 어두운 별을 반성 혹은 동반성이라 한다. 한편 두 개 이상의 별로 구성된 항성계를 다중성계(multiple star systems)라고 한다.
겉보기 쌍성
우리 눈에는 별의 거리가 다양함에도 불구하고, 너무 멀기 때문에 모두가 한 점으로 보인다. 그 중, 우연히 서로 가까이 있어, 우리 눈에 쌍성으로 보이는 별들이 있다. 이러한 별들은 실제로 아무런 연관이 없이, 시각적으로만 쌍성으로 보이기 때문에 이런 것들을 광학적 쌍성이라 부른다. 실제로 하늘에는 이러한 별들이 많고, 천문학자들은 이들을 가리켜 이중성(Double star)라고 부른다. 실제로 이들 대부분은 물리적으로 연결이 되어 있는 것은 아니다.
안시 쌍성
안시쌍성
망원경을 통해 관측을 여러 해 걸쳐 하면, 두 별의 상호 궤도 운동이 관측될 경우를 발견하게 되는 경우가 있다. 이것을 안시 쌍성라고 하며, 주기는 약 1년에서 수천 년에 이른다. 위의 그림은 유명한 백조자리 알비레오 이중성으로 서로 중력적으로 묶여 궤도 운동을 하고 있다.
측성 쌍성
측성쌍성
측성 쌍성이란 별의 천구 운동으로 하여금 쌍성임을 알 수 있는 천체를 말한다. 이러한 천체는 망원경으로도 두 별 중 한 별만이 관측 되며, 이 별의 운동을 추적하면 술에 취한 사람이 걸어가듯 비틀비틀 거린다. 이 별들은 두별의 질량 중심 둘레를 돌며 운동을 하고 있다. 즉 관측되는 밝은 별(주성)의 운동을 계산하면 어두워서 관측이 되지 않는 반성의 물리량도 구할 수 있다. 최초로 발견된 측성 쌍성은 큰개자리의 시리우스이다. 이것은 1830년 고유 운동이 관측되어, 보이지 않는 반성의 존재가 예측되었고, 실제로 후에 가서 반성이 발견되었다. 시리우스 b라고 불리는 이 반성은 처음으로 발견된 백색 왜성이기도 하다.
분광 쌍성
분광 쌍성은 거대한 망원경들에게도 자세히 보이지 않는다. 그렇지만, 스펙트럼을 측정했을 때, 스펙트럼선의 위치가 주기적으로 변하는 것으로부터 쌍성계라는 것을 추측할 수 있다. 분광 쌍성이 처음 발견된 것은 1880년 큰곰자리의 ξ(제타) 별 미자르(Mizar)의 스펙트럼선이 주기적으로 움직이는 것이 알려졌을 때이다. 이것은 도플러 효과에 의해 별이 움직이는 속도에 따라 스펙트럼선들이 움직이는 것이다. 이러한 스펙트럼선을 연구하여 질량과 속도의 관계를 구해내기도 한다.
식쌍성
두 별의 공전 궤도가 시선 방향과 나란하게 있는 천체들은, 한 별이 다른 별을 가리는 식 현상이 주기적으로 나타난다. 즉, 광도가 주기적으로 변하게 되는데, 이러한 쌍성계를 측광 쌍성, 또는 식쌍성(eclipsing binary)이라고 한다. 관측되는 식쌍성은 안시, 측성 또는 분광 쌍성일 경우도 있다.
식쌍성
변광성과 폭발성
변광성
변광성(variable star)은 밝기가 변하는 별을 말한다. 이렇게 밝기가 변화하는 것은 16세기 말에, 티코브라헤(Tycho Brahe)의 초신성 발견으로 처음 알려졌다. 이것을 시작으로 현재까지 알려진 변광성의 개수는 대략 3만개 이상이다.

새로운 변광성이 발견되면, 그 별이 위치하고 있는 별자리에 따라 이름이 주어진다. 첫 번째로 발견된 변광성은 R이 붙고 별자리의 이름이 붙는다. 이런 식으로 알파벳순으로 Z까지 붙고, 그 다음에는 RR, RS, ..., ZZ와 같이 알파벳 두 개를 붙인다.
맥동 변광성
맥동변광성(pulsating stars)이란 별의 대기가 주기적으로 수축과 팽창을 반복하여 우리 눈에는 그 밝기가 다르게 관측되는 변광성을 말한다. 맥동 변광성의 광도 곡선은 식 쌍성 의 것과 전혀 다른 연속적인 분포를 보이며, 스펙트럼의 주기적인 변화로 표면 온도의 변화를 알 수 있다.

밝기가 변하는 변광성은 변광하는 원인에 따라 몇 가지로 분류된다. 잘 알려진 변광성 중 하나인 페르세우스자리의 알골은 식 변광성으로 쌍성계로 이루어져 있어 두 별의 위치 변화에 따라 밝기가 변한다.

1~50일 주기로 밝기가 규칙적으로 변화는 세페이드변광성은 별의 밝기와 주기 관계로부터 별이나 외부 은하의 거리를 측정하는데 이용되기도 한다. 이외에도 몇 시간에서 하루 정도의 짧은 주기를 가진 RR Lyrae 변광성, 갑자기 1만 배나 어두워졌다가 다시 밝아지는 왕관자리 R형 변광성 등이 있다.
식변광성의 밝기변화
세페이드 변광성
폭발 변광성
폭발 변광성(Cataclysmic or explosive variables)이란 물질을 순간적인 폭발하는 현상을 보이는 별로 신성, 초신성 등이 여기에 해당한다. 이와 같은 폭발은 상대적으로 질량이 작은 신성 경우의 수 등급에서부터 초신성 경우 20등급 이상까지 밝아지는 엄청난 광도 변화를 동반한다. 그림은 우리 은하에서 가장 가까운 대마젤란은하에서 폭발한 초신성 1987A의 모습을 나타내고 있다. 이 초신성의 스펙트럼을 관측한 결과 팽창 속도가 대략 1,700km/s 라는 엄청난 속도를 가지는 사실을 알 수 있었다.
폭발변광성
최종수정일

2017년 4월 11일