행위

항성

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항성은(는) 과학입니다.

Fixed Star, 恒星

개요[편집]

연속적인 경수소 핵융합으로 빛을 스스로 만들어 내는 천체를 칭하며 순우리말로 붙박이별이라고 한다. 거의 대부분의 항성에겐 따까리들이 존재한다.

대표적으로 태양. 항성이 1초당 내뿜는 방사선은 체르노빌 발전소 사고 때 나온 방사선 양을 따위로 만들 정도로 매우 막대하다.

천문학자들의 연구에 따르면 우리는 별이 태어나는 거의 마지막 시기를 살고 있다. 우주 전체적으로 항성이 가장 활발하게 생성된 시기는 110억년 전으로 이 때 현 우주에 존재할 모든 항성의 95%가 태어났으며 그 중 약 절반은 110억년 전~80억년 전 시기에 집중되어 있다. 시간이 흐를수록 별이 태어나는 속도는 느려질 것이며(지름 20만 광년인 우리은하에서 1년에 새로 태어나는 별은 약 3개뿐으로, 110억년전에 비하면 3%에 불과하다) 아주 먼 미래에는 블랙홀과 흑색왜성만이 남는 빅 프리즈로 최후를 맞을 것이다.

별의 구조[편집]

중심핵[편집]

핵융합이 일어나는 장소. 대머리를 스스로 빛내게 만든다. 핵융합은 중심핵 주변에서 일어나며 생성된 무거운 원소는 중심핵으로 가라 앉는다.

대류층[편집]

항성을 이루고 있는 기체 플라즈마 층이다. 중심핵 근처의 플라즈마는 위로 상승해 광자를 내뿜고 아래로 하강한다. 태양 쌀알 무늬가 생긴 원인.

복사층[편집]

항성 내부의 에너지가 복사의 형태로 이동하는 층이다. 적색왜성은 항성 내부의 밀도가 매우 높아서 핵융합으로 생산한 에너지를 복사로 전달하기 힘든 구조라 복사층이 없다.

광구[편집]

항성의 표면. 항성은 고체가 아니기 때문에 발 디디겠다고 한 놈은 병신이다. 그전에 증발하겠지만..

대기층[편집]

채층, 코로나가 있는 층. 플레어와 홍염이 관측된다.

질량에 따른 항성의 구조[편집]

  • 0.1 태양질량 정도의 별: 중심핵-대류층-광구(복사층을 형성하지 않는다.)
  • 태양질량 정도의 별: 중심핵-복사층-대류층-광구
  • 2 태양질량 정도의 별: 중심핵-대류층-복사층-광구

항성풍[편집]

항성풍 문서 참조하셈.

별의 일생[편집]

탄생[편집]

  1. 성운이 어느 특정 중심을 향해 모여든다.
  2. 가스와 먼지가 특정중심 주위로 돌면서 강착원반을 형성한다. (특정중심 온도는 높아진다.)
  3. 온도가 졸라게 높아진 특정중심 위아래로 제트가 뿜어져 나온다.
  4. 중심핵은 위치에너지 덕에 중심핵으로 압축! 가스를압축! 하게 된다. 이 온도가 수소 핵융합이 가능해지는 온도 까지 올라가면 (약 1000만 K) 위치에너지가 아닌 핵융합 에너지를 생산하게 된다.
  5. 이 핵융합에서 발생된 에너지는 복사압을 방출하여 중력붕괴에 저항한다. 이게 평형을 이루면 마침내 주계열성 단계로 진입한다. 이 순간을 주계열 영년이라고 부른다. 단, 아기 별의 질량이 경수소 핵융합이 가능한 최소 질량(태양 질량의 7~9%. 중원소 함량이 적으면 최소 질량 기준이 더 높아지고, 많으면 낮아진다)을 충족하지 못하면 갈색왜성이 되어서 항성이 되는 데 실패해 버린다.

항성의 수명은 질량에 반비례한다. 연료량은 질량이 커질수록 많지만 단위시간당 에너지를 생산하는 양은 질량의 2.5~3배에 이르기 때문에 수명은 질량의 1.5~2배로 반비례하여 줄어들게 된다.

우주 초기에 탄생하는 게 가능했으리라고 추정하는 태양 질량의 1만~10만배인 항성들은 수천년~수십만년이라는 우주 기준으로는 극히 짧은 시간만에 사라졌을 것이고, 항성의 마지노선인 적색왜성은 짧아도 우주 역사(약 138억년)의 5배를 넘은 800억년, 길면 1,200배에 달하는 17조 5천억년을 주계열성 과정에서 버틸 수 있다.

주계열성[편집]

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

O형 주계열성[편집]

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[편집]

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[편집]

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[편집]

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[편집]

지구의 모항성인 태양이 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[편집]

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[편집]

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 갈색왜성이나 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. 우리은하도 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[편집]

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.

준항성체/아항성체[편집]

주계열 영년에 돌입했을 때의 질량이 연속적인 경수소 핵융합을 일으키기 위한 최소 질량(태양 질량의 평균 7.5% 이상)을 넘지 못해 항성이 되는데 실패한 천체들이다. 갈색왜성과 준갈색왜성 두 가지가 있다.

갈색왜성[편집]

태양 질량의 0.012배 이상 0.075배 이하(목성 질량의 12.8배 이상 80배 이하, 중원소량이 많으면 최대 질량한도는 74배까지 내려간다)의 천체. 이들은 중수소나 리튬을 핵융합하지만 그 과정에서 발생하는 에너지는 항성의 최소 기준인 적색왜성보다도 가냘프고 약하며, 항성으로 정의하는 전제조건인 연속적인 경수소 핵융합을 못하기 때문에 그냥 뜨거운 가스덩어리에 불과하다.

준갈색왜성[편집]

목성 질량 13배 이하의 질량을 가진 천체다. 질량이 너무 작아서 어떠한 핵융합 반응도 하지 못하고 수축열만 내기에 표면온도가 매우 낮다. 모항성 없이 우주 공간을 떠다니는 떠돌이 행성과 비슷한 취급을 받으며 학자에 따라서는 좀 큰 행성 취급한다.

여타 다른 행성처럼 고리도 있다카더라.

별의 최후[편집]

적색 왜성 → (적색 거성)→청색왜성→백색왜성. 태양 질량의 0.25배를 넘으면 적색 거성이 될 수 있지만, 부피가 매우 크게 증가하는 태양 같은 항성과 달리 주계열성 시절의 크기에서 겨우 10~20배 증가하는 데 그친다.

질량이 비교적 작은 B형 항성, 그보다 작은 주계열성 → 거성→백색왜성.

질량이 비교적 큰 B형 항성, 질량이 비교적 작은 O형 항성 →초거성→초신성→중성자별, 성운

질량이 비교적 큰 O형 항성, 볼프 레이어별→ 초거성, 극대거성→극초신성폭발(감마선 폭발)→블랙홀

초신성 폭발을 일으키는데 충분한 질량의 항성이라도 중원소 함량이 낮으면 초신성 폭발 없이 바로 블랙홀로 붕괴한다. 반대로 중원소 함량이 매우 많으면(태양의 3배 이상) 무조건 중성자별을 남긴다.

항성의 세대[편집]

1세대 항성[편집]

주의! 이 글이 다루는 대상은 존나 미스터리합니다.
씨ㅡ발 뭐가 뭔지 몰?루겟소요. 무섭습니다. ㅠㅠ

최초의 별(퍼스트 스타)가 태어난 시대에 있었던 항성들이다.

퍼스트 스타 사후... 우주 곳곳에 듬성 듬성 별이 생겨난 시대. 색은 푸르딩딩할 듯..

초기라서 존나게 잘탈것 같지만 이새끼들은 우주에 떠다니던게 수소밖에 없어서 제대로 못타고 죽어버림.

이 시대는 우주에 떠다는게 수소밖에 없다보니 시공간을 뒤틀고 물질을 끌어당기는 중력이 거의 모든 것을 결정하던 시대다.

은하의 형성에 관여한 것으로 보이는 초대질량 블랙홀들은 이 시기에 항성 단계를 건너뛰고 가스 덩어리에서 직접 붕괴하여 블랙홀을 형성했다는 설이 있고 쿼시 별이라는 앰창 개큰별도 원인이라는 설도 있다.

1세대 말 2세대 초기에는 최초의 행성이 생겼을지도 모르겠다.

2세대 항성[편집]

앞 세대 항성이 뒤진후 생긴 항성.

앞 세대와는 다르게 다양한 별들이 조금씩 나타나기 시작했다. 수소밖에 없던 우주에서 헬륨, 리튬, 베릴륨, 붕소 등이 생겨났기 때문에 그렇다. 각기 다른 성분을 가진 가스들이 떠다니면서 서로 뭉치고...

3세대 항성[편집]

태양이 속해있는 세대. (태양뿐만 아니라 태양계 전체로 따져도 구성 원소들 중 금속-붕소 이상의 원자-들이 많은데, 이는 이전에 존재한 항성이 남긴 잔해를 물려받아 태양이 탄생했다는 걸 의미한다)

우리가 사는 시대가 이 세대에 속한다. 다양성을 존나 추구해서 그런지 갖가지 종류의 별들이 우후죽순 탄생했다.

가장 활발하게 항성이 형성된 시기는 110억년 전~80억년 전으로 앞으로 존재할 항성의 95%가 이 시기에 탄생했다고 하며 현대에는 새로운 별의 탄생이 크게 줄어들었다. 지름 20만 광년인 우리 은하에서 1년에 탄생하는 별의 숫자는 겨우 3개에 불과하며 가장 활발했던 시기의 3%에 지나지 않는다)

4세대 항성[편집]

이 문서가 설명하는 것은 먼 미래의 이야기입니다.
그러니 지금은 신경쓰지 않아도 됩니다. 상상으로만 하세요.
하지만 그때쯤이면 디시위키가 없어진지는 한참이겠지만요.

미래가 영 밝지 않을거라 전망한다. 3세대 별 대부분은 폭죽놀이 하면서 꺼져가고 새로운 별들이 탄생하지만 3세대에 비해서 많지 않을거라고 본다.

오히려 갈색왜성이나 적색 왜성만 늘어나고 있는 중...

5세대 항성[편집]

주의. 이 문서에서 다루는 대상은 매우 Deep♂Dark 합니다.
이 문서에서 다루는 대상은 너무나도 어두워서 다 읽기 위해선 플래시와 태양권이 필요합니다. 행운을 빕니다.

적색왜성 아니면 갈색왜성만 한가득 할듯 싶다. 가끔가다 K형이나 G형이 새로 생길 듯 싶다. 매우 드문 확률로 A형이나 B형이 새로 생길 수도 있다. O형은 존나 희귀할 듯...

6세대 항성[편집]

이 문서는 시한부에 관련된 내용을 다룹니다.
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삐─ 삐─ 삐─ 삐─ 삐─
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항성의 마지막 세대일지도 모르는 세대.

우주는 죽어버린 이전 항성들의 잔해들과 백색왜성, 중성자별, 블랙홀 투성이. 그나마 남아있던 갈색왜성도 골골하다.

시간이 더 오래지나가며 백색왜성도 꺼져가고 중성자별도 꺼져가거나 서로 충돌해서 블랙홀이 되버린다.

여기서 시간이 더욱 더 지나면 블랙홀은 호킹 복사를 통해 사라지기 시작한다. 시간의 의미가 사라진 때 마지막 블랙홀까지 호킹 복사로 사라지면 남은 것은 둥둥 떠다니는 게이지 보손인 광자, 전자와 같은 렙톤, 양성자같은 페르미온 등 입자들만 남을거다.

중성자의 경우 원자핵 밖에서는 불안정하여 양성자와 전자, 전자 중성미자의 반입자로 붕괴하고 게이지 보손인 W와 Z 보손은 너무 무거워서 빨리 붕괴한다. 양성자 마저도 붕괴한다면 또 다른 빅뱅은 푸엥카레 회귀 시간이 지나기 전에는 없을 거다.

남은 것은 전자와 양전자가 어쩌다 만나 생긴 포지트로늄과 수많은 역경과 경우의 수를 뚫고 우리 우주 훨씬 이전의 카르다쇼프 척도 6단계에 도달한 초고대문명이 에너지를 투자하여 일부러 일으키지 않는 이상 말이다.

항성급 문명[편집]

Stellar Civilization

행성급 문명 다음 단계. 성간 여행이 대중화된 시대다. 항성에 대한 제어권을 얻은 문명. 다이슨 스피어같은 초구체를 지을지도 모른다.

홀로그램이나 인공지능 기술도 존나게 발달되어있을 문명. 특정 목적으로 만들어진 컴퓨터의 경우 크기도 씨발 행성급이겠지?

이게 올려면 1000~1500년, 길면 2000년 정도 걸린다고 한다.

물론 그 전에 인간이 핵딜도 갖다가 자폭하면 실현 안 된다.

항성 엔진[편집]

Stellar Engine

<youtube width="480" height="240">v3y8AIEX_dU&t</youtube>
주소

잘못 만들어서 사고 생기면 헬지구의 띵복을 액션빔.

항성 채굴[편집]

항성에 쳐박혀 있는 유용한 물질들을 뽑아내는 거다. 적당히 뽑으면 항성 수명이 늘어난다. 개꿀.

항성 폭파[편집]

항성을 강제로 터뜨리는 행위를 말한다.

항성 목록[편집]

창작물에서[편집]

행성보다 덜하지만 창작물에서 이 항성을 건들면 빼박 스케일이 존나 커진다. 그런 작품에 대한 평가는 각기 다르나 대부분 곤두박질 치더라...

파워 인플레를 해결 하지도 않고 걍 부풀리는데에만 집중하고 알맹이가 없으니 저런 듯 하다.

항성 부숴먹는 순간....

관련 문서[편집]

  • 특이한 별들
원본 주소 "https://www.jomu.wiki/w/index.php?title=항성&oldid=220125"