항성 편집하기 (부분)

=== [[주계열성]] ===
우리가 밤하늘에서 관측가능한 일반적인 별들. 이들은 모두 수소를 핵융합하며, 분광도에 따라서 가장 밝은 O형부터 가장 어두운 M형(적색왜성)까지 나눈다.

==== O형 주계열성 ====
최소 질량이 태양의 15배를 초과하는 주계열성이다. 표면 온도는 3만도에서 5만 5천도에 이른다. 항성들 중 매우 희귀하여 5천만개 중에 2~3개 꼴에 불과하다. 이런 이유는 항성이 형성되는 과정에서 일정량 이상의 질량이 한 곳에 모이면 복사압이 형성되어서 그 이상으로 질량을 올릴 성간 물질들을 멀리 밀어내기에 몸집을 불리는 게 쉽지 않고, 수명이 100만년~1천만년에 불과해서 우주기준으로는 찰나에 불과한 시간을 보낸 뒤에 중성자별이나 블랙홀로 붕괴하여 사라져버리기 때문이다. 지구에서 가장 가까운 O형 주계열성은 뱀주인자리 제타로 366광년 거리에 있다.

==== B형 주계열성 ====
태양 질량의 2배~16배에 이르는 항성들. 1만 5천개 중 하나 꼴로 존재하기에 O형보다는 흔하다. 매우 밝고 푸른 빛을 내는데 온도에 따라 태양의 25배에서 최대 3만배에 달한다. 지구에서 가까운 천체가 없다. 수명은 수쳔만년에서 수억년으로 O형보다는 길지만 그래도 짧다. 대표적인 B형 주계열성은 사자자리의 알파별인 레굴루스.

==== A형 주계열성 ====
태양 질량의 1.4~2.1배에 이르는 항성들이 속한다. 1200개 중 하나 꼴로 존재하기에 앞의 두 항성들과 달리 흔하다. 수명도 최소 7억~30억년으로 길며 밝기는 태양의 5배~25배. 대표적인 A형 주계열성은 시리우스 A. 동반성인 시리우스 B는 백색왜성이다.

==== F형 주계열성 ====
태양 질량의 1~1.4배에 이르는 항성들이 속한다. 표면 온도는 약 6000~7600 켈빈이며 항성 300개 당 하나 꼴로 존재한다. 이 주계열성을 모항성으로 하는 행성에서 생명체가 탄생할 가능성이 아주 없진 않지만 태양 같은 G형에 비하면 수명이 짧아서 고등생명체의 탄생에는 불리하다는 게 단점. 대표적인 F형 주계열성은 작은개자리의 프로키온 A인데, 얘는 이미 주계열성에서 벗어나 준거성으로 넘어가고 있다.

==== G형 주계열성 ====
지구의 모항성인 [[태양]]이 이 분류로 들어가기 때문에 현재까지 가장 많은 연구가 된 주계열성이다. 평균 수명은 100억년 정도. 태양 외의 대표적인 G형 주계열성은 고래자리 타우, 알파 센타우리 A가 있다. 태양은 G형 주계열성 중에선 표면 온도가 높아 흑점이나 플레어 폭발 같은 활동이 활발하지만 고래자리 타우는 표면 온도가 낮아 큰 활동 없이 잔잔하다.

==== K형 주계열성 ====
태양보다 약간 낮은 0.5~0.8배의 질량을 가진 항성들이다. 오랜지색 왜성이라고도 하며, 태양 밝기의 10~50% 정도에 불과하지만 평균 수명은 170~700억년으로 매우 길다. 이 항성을 모항성으로 삼는 외계 행성에서 생명이 탄생할 가능성이 매우 높아서 주요 연구대상이다. 대표적인 별은 알파 센타우리 B, 에리다누스 자리 엡실론이 있다. 분광형이 낮은 경우에는 아래의 적색왜성으로 분류되기도 한다.

==== [[적색왜성]] ====
M형 주계열성.

경수소 핵융합을 할 수 있는 항성의 마지노선으로 태양 질량의 7.5%에서 50% 정도까지의 항성을 칭한다. 항성으로 정의하는 조건인 경수소 핵융합을 연속적으로 할 수 있는 가장 작은 '항성'이다. 따라서 경수소를 핵융합 못하는 [[갈색왜성]]이나 준갈색왜성은 항성이 아닌 그저 뜨거운 가스덩어리에 불과하다. 발산하는 에너지가 매우 작고 주로 적외선으로 방출하기 때문에 관측하려면 적외선 망원경이 필요하다. 우주 전체의 주계열성 중 가장 많은 비율(70~90%)를 차지한다. 최소 질량은 평균치로 중원소 함량에 따라 달라지는데 중원소 함량이 많으면 최소질량은 태양질량의 7%로 내려가고(항성의 중원소들이 중심핵을 감싸서 단열재 역할을 해주기 떄문), 중원소 함량이 거의 없으면 태양질량의 9%로 올라간다.

다른 주계열성들과는 달리 항성 내부의 대류 활동이 활발하여 헬륨이 핵에 축적되지 않고 핵 외부의 수소를 끌어오기 때문에 중심핵 부근의 10%만을 연료로 쓸 수 있는 다른 주계열성들과 달리 항성 전체의 수소를 연료로 쓸 수 있어 수명이 우주의 역사보다도 길다. 질량이 큰 적색왜성은 800억년, 질량이 작은 적색왜성은 중원소 함량에 따라 최대 17조 5천억년을 주계열성 단계에서 버틸 수 있다. 우주의 역사가 약 138억에 불과하다는 걸 고려하면 영원을 사는 거나 마찬가지인 셈. 따라서 현 우주에서 수명을 다한 적색왜성은 존재하지 않으며, 인류의 문명이 고도로 발달하여 오랫동안 존속하지 않는 한 실제 관측도 불가능에 가깝다. 후주 단계는 (적색거성)-청색왜성-백색왜성으로 진화할 것으로 예상하는데, 태양 질량의 0.25배 이상이라면 적색거성 단계를 거치지만 질량이 작기 때문에 태양과 달리 겨우 주계열성 시절의 지름에서 10~20배 커지는 수준에 불과하다.

나이가 많은 은하일수록 적색왜성이 은하 전체의 항성에서 차지하는 비중이 높아지는데 수명이 극도로 길기 때문이다. 다른 주계열성들이 항성 진화 과정을 밟아 백색왜성이 되거나 초신성 폭발을 일으키고 중성자별이나 블랙홀을 남기고 사라지는 동안  적색왜성은 여전히 주계열성에 머무른다. [[우리은하]]도 나이가 비교적 많기에 탄생 후 100억년을 넘긴 적색왜성이 지천으로 널려있지만 수명이 너무나 길기 때문에 여전히 아기 수준에 불과하다. 천문학적으로 긴 수명 때문에 존재할 법도 한 종족3(빅뱅 직후의 우주 물질 조성인 수소, 헬륨으로만 이루어진 항성으로 붕소 이후의 중원소가 거의 없다)의 적색왜성은 현재까진 발견된 사례가 전혀 없다.

==== 볼프-레이에 별 ====
태양 질량의 최소 20배~215배 이상의 질량을 가진 항성이 도달하는 마지막 단계. 이 단계가 끝나면 질량에 따라 중성자별이나 항성 질량 블랙홀을 남긴다. 만약 질량이 태양 질량의 130~250배 사이이며 중원소 함량이 적다면(태양의 280만 분의 1 정도) 항성 내부에서 전자와 양전자가 쌍생성-쌍소멸 과정을 거치며 항성을 지탱하는 열압력이 감소해 쌍불안정형 초신성 현상이 발생하여 별 전체가 대폭발을 일으킨다. 이러면 중성자별이나 블랙홀 같은 잔해를 남기지 않고 별 전체가 거대한 행성상 성운을 형성한다. 중원소 함량이 매우 높을 경우(태양의 3배 이상)에는 질량이 아무리 무거워도 블랙홀을 남기지 못하고 중성자별을 남긴다.

항성의 주계열성 단계가 끝나가는 시점이 되면 외피가 팽창하게 되는데 볼프-레이에별은 이렇게 팽창한 외피를 자신의 강력한 항성풍으로 날려버려서 주변에 성운을 형성하고 핵을 드러낸 상태다. 행성상 성운과 유사하지만 구조가 복잡하며 성운 중심에 아주 밝은 별이 위치하고 있어서 굉장히 활발한 활동을 보여준다. 스펙트럼 관측을 하면 수소선은 거의 발견되지 않고 탄소-산소-질소 선이 보인다. 대마젤란 은하에 존재하는 R136 산개성단에는 이런 볼프-레이에 별들과 O형 항성들이 무리지어 존재하는데 그중 R136a1은 현재 인간이 관측한 항성 중 가장 밝고 무거운 별이다.(태양질량의 215배, 밝기는 6백만배) 이 항성은 태어난지 100만년 정도 지났지만 초기 질량이 극도로 무거웠기 때문에(주계열 영년시 태양질량의 300배로 추정) 사람으로 치면 이미 중년을 넘어선 나이이며, 간신히 형체를 유지할 정도로 중력이 미약해서 매 초마다 태양이 항성풍으로 잃어버리는 질량의 10억 배를 우주로 날려보내고 있다.

태양계의 기원으로 추정하는 항성이기도 하다. 태양계는 유달리 중원소(원자번호 5번 붕소 이후의 원소들. 흔히 금속이라 한다)가 풍부한데 볼프-레이에 별의 항성풍에는 이런 중원소가 매우 풍부하기 때문.