주계열성 편집하기 (부분)

== 개요 ==
'''주계열성'''(主系列星, {{Llang|en|Main Sequence Star}})은 별의 분류용어이다. 색도 온도에 따라 각양각색이며, 존나게 밝다. 항성의 일생에서 대부분을 차지하는 별의 진화 단계이다. 다만 항성이 될 수 있는 최소 질량은 태양의 7% 정도이다.
그 이하일 경우에는 [[갈색왜성]]으로 분류하는데, 항성의 정의조건인 경수소 핵융합을 못하기 때문에 그저 뜨거운 가스덩어리에 불과하다.

이 시기의 항성은 안정적인 핵융합 반응을 일으켜 별의 크기와 밝기가 일정하게 유지된다. 이렇게 수소를 비롯해 핵융합 연료를 소모해 가다가, 별 내부의 사용 가능한 핵융합 연료가 바닥나게 되면 주계열성 단계를 이탈하게 되는데, 질량이 큰 항성일수록 이런 현상이 빠르다. 질량이 크면 중심 온도도 높고 그만큼 압력도 커지는 탓에 질량에 비해서도 핵연료의 소모량이 크기 때문이다.

주계열성의 최후는 처음 탄생했을 때의 질량과 중원소([[붕소]]를 포함하여 그 이후의 무거운 원소들. 금속이라고 칭한다)량에 따라 달라진다. 무거운 별(태양 질량의 12배 이상)은 초신성 폭발을 일으킨 후 중성자별이나 블랙홀을 남긴다.
(중원소 함유량이 높았다면 태양 질량의 200배가 넘어도 블랙홀이 아닌 중성자별을 남긴다)

태양은 적색 거성으로 팽창하지만 탄소를 핵융합할 질량이 못 되기 떄문에 그대로 축퇴하여 백색왜성이 되고 아주 먼 시간이 흐른 후에는 흑색왜성으로 식게 된다.

태양보다 질량이 작은 적색 왜성은 이론상 존재하는 항성인 청색 왜성으로 진화한 후 백색 왜성을 거쳐 흑색 왜성으로 끝난다.