{{위키데이터 속성 추적}}
'''항성 질량'''은 천문학자들이 어떤 [[항성]]의 [[질량]]을 표시할 때 쓰는 용어이다. 보통 ‘[[태양질량]]({{태양질량}})의 몇 배’ 형식으로 표시하는데, 예를 들면 [[시리우스]]의 질량은 2.02 {{태양질량}}으로 표시한다.<ref name="Liebert2005" /> 어떤 항성의 질량은 생애주기 동안 고정되어 있는 것이 아니라 외부적, 내부적 원인에 따라 변한다. 예를 들면 짝별로부터 물질을 흡수하면 질량은 늘어나며, [[항성풍]]이나 맥동으로 물질을 뿜어내면 질량은 줄어든다.

== 속성 ==
항성은 보통 태어났을 때의 질량에 따라 그 운명이 결정되므로 질량 정도에 기준하여 항성의 종류를 나눈다. 태양질량 0.5배 이하의 별은 ‘질량이 매우 작은 별’로 [[점근거성가지]](AGB) 단계를 거치지 않고 곧장 [[백색 왜성]]이 된다. ‘질량이 작은 별’은 태양 질량 1.8~2.2배(구성물질이 다르기 때문에 명확한 경계가 없다.)보다 작은 항성들로 점근거성가지 단계에 들어가며 여기서 축퇴하는 헬륨핵을 만든다. ‘중간질량 항성’은 태양질량의 7~10배 이하 항성들로, 헬륨융합 작용으로 축퇴하는 탄소-산소 핵을 만든다. ‘무거운 항성’은 최소 태양질량의 5~6배, 크게는 7~10배 이상의 항성으로 이런 별은 탄소 융합작용을 거쳐 중심핵이 붕괴된 뒤 [[초신성]] 폭발로 생을 끝마친다.<ref name=kwok2000/> 이런 거대한 천체는 죽은 뒤에 중심부에 항성질량 [[블랙홀]]을 남긴다.

항성의 반지름과 질량으로부터 표면중력이 결정된다. 거대한 별 표면의 중력은 [[주계열]] 단계 항성에 비해 매우 작으며 반대로 백색왜성 등 [[밀집성]]은 주계열성보다 막대하게 표면중력이 크다. 표면중력은 항성의 스펙트럼에 영향을 끼치며, 중력이 높을수록 흡수선의 폭은 넓어진다.<ref name="new cosmos" />

== 범위 ==
[[용골자리 에타]]는 지금까지 발견된 천체 중 아주 무거운 집단에 속하는 별로, 질량은 대충 태양의 100~150배로 추측된다.<ref name=smith1998/> 에타별의 생애는 매우 짧아 수백만 년에 불과하다. [[아치스 성단]]에 대한 연구결과에 따르면 현시대 우주에서 항성이 지니는 질량상한은 태양의 150배라고 한다.<ref name=nasa20050303/> 한계수치가 왜 이 값인지의 원인은 정확히 밝혀지지 않았다. 다만 어떤 별이 가스를 우주로 날려버리지 않으면서 가장 밝게 빛날 수 있는 한계를 [[에딩턴 광도]]로 표시하는데 이 법칙이 한계질량에 대해 일부 해답을 주고 있다. 다만 성단 RMC 136a에 있는 [[R136a1]]의 질량이 태양의 265배임이 최근 밝혀져 에딩턴 한계의 신빙성에 의문을 던졌다.<ref name=eso20100721/> 여기에 대해 한 연구에 따르면 RMC 136a 내 질량 150배보다 큰 천체는 한계질량 가까운 쌍성 두 개가 합쳐져 생긴 것이라 하여, 기존의 질량이론이 여전히 유효하다고 주장했다.<ref>LiveScience.com, [http://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 "Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash"], Natalie Wolchover, 2012-08-07</ref>

[[빅 뱅]] 이후 처음 탄생한 태초의 항성 질량은 지금보다 훨씬 커 최대 태양의 300배 이상이었으리라 추측되는데,<ref name=hsca20050922/> 그 이유는 [[리튬]]보다 무거운 원소가 당시 항성에는 없었기 때문이다. 그러나 질량이 무거운만큼 이 별들(항성종족  III)은 빠르게 죽었고 지금은 단지 이론상의 천체일 뿐이다.

반대로 황새치자리 AB A의 짝별 [[황새치자리 AB]] C의 질량은 목성의 93배에 불과한데 이는 중심핵에서 수소를 태우는 주계열 별 중 가장 가벼운 값이다.<ref name=eso20050101/> 항성의 중원소함량이 태양과 비슷할 경우 가질 수 있는 최솟값은 대략 목성의 75배 정도이다.<ref name=boss20010403/><ref name="minimum"/> 그러나 항성에 있는 중원소의 양이 극도로 적을 경우 최솟값은 좀 더 올라가서 태양의 8.3% 또는 목성의 87배 정도가 된다.<ref name="minimum" /><ref name=bbc20060818/> 이보다 작은 천체를 [[갈색 왜성]]이라고 하며, [[가스 행성]]과 항성 사이의 회색지대를 차지한다.

== 질량 변화 ==
지금도 태양은 전자기 에너지를 태양풍 형태 물질로 우주공간에 뿜으면서 질량을 조금씩 잃고 있다. 그 비율은 매년 약 2~3{{e|-14}} {{태양질량|link=yes}}이다.<ref name=carroll_ostlie1995/> 태양이 [[적색거성]] 단계에 들어서면 물질은 더욱 빠른 속도로 태양을 탈출할 것이며 그 속도는 진화단계가 [[적색거성가지의 첨단부]]에 이를 때 1년에 7~9{{e|−14}} {{태양질량}}이 될 것이며, [[점근거성가지]] 단계에서는 10<sup>−6</sup> {{태양질량}}까지 올라가고, 태양이 죽음을 맞아 [[행성상성운]]이 되었을 때에는 10<sup>−5</sup> ~ 10<sup>−4</sup> {{태양질량}}으로 가장 빠른 속도로 질량을 우주에 뿌릴 것이다. 이렇게 태양이 백색 왜성이 되기 전까지 우주에 내보내는 질량은 초기질량의 46%에 이른다.<ref name=mnras361/>

== 각주 ==
{{각주|refs=

<ref name=smith1998>{{인용 | first=Nathan | last=Smith | date=1998 | url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title=The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher=Astronomical Society of the Pacific | journal=Mercury Magazine | volume=27 | page=20 | accessdate=2006-08-13 | postscript=. | archive-date=2006-09-27 | archive-url=https://web.archive.org/web/20060927091554/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | url-status=dead }}</ref>

<ref name=nasa20050303>{{인용| title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy | publisher=NASA News | date=2005년 3월 3일 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | accessdate=2006-08-04 | postscript=. }}</ref>

<ref name=eso20100721>{{인용| title=Stars Just Got Bigger | publisher=European Southern Observatory | date=2010년 7월 21일 | url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/ | accessdate=2010-07-24 | postscript=. }}</ref>

<ref name=hsca20050922>{{인용| title=Ferreting Out The First Stars | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | date=2005년 9월 22일 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html | accessdate=2006-09-05 | postscript=. }}</ref>

<ref name=eso20050101>{{인용| title=Weighing the Smallest Stars | publisher=ESO | date=2005년 1월 1일 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0503/ | accessdate=2006-08-13 | postscript=. }}</ref>

<ref name=boss20010403>{{인용 | first=Alan | last=Boss | date=2001년 4월 3일 | url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | title=Are They Planets or What? | publisher=Carnegie Institution of Washington | accessdate=2006-06-08 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | archivedate=2006-09-28 | postscript=. | url-status=live }}</ref>

<ref name="minimum">{{인용 | last=Shiga | first=David | date=2006-08-17 | url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archiveurl=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archivedate=2006-11-14 | title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | publisher=New Scientist | accessdate=2006-08-23 | postscript=. | url-status=live }}</ref>

<ref name=bbc20060818>{{인용| title=Hubble glimpses faintest stars | publisher=BBC | date=2006-08-18 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm | accessdate=2006-08-22 | postscript=. }}</ref>

<ref name=kwok2000>{{인용| first=Sun | last=Kwok | date=2000 | pages=103–104 | title=The origin and evolution of planetary nebulae | volume=33 | series=Cambridge astrophysics series | publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-62313-8 | postscript=. }}</ref>

<ref name="new cosmos">{{인용| last1=Unsöld | first1=Albrecht | title=The New Cosmos | publisher=Springer | location=New York | date=2001 | edition=5th | pages=180–185, 215–216 | isbn=3540678778 | postscript=. }}</ref>

<ref name="Liebert2005">{{인용| display-authors=1 | first1=J. | last1=Liebert | last2=Young | first2=P. A. | last3=Arnett | first3=D. | last4=Holberg | first4=J. B. | last5=Williams | first5=K. A. | title=The Age and Progenitor Mass of Sirius B | journal=The Astrophysical Journal | date=2005 | volume=630 | issue=1 | pages=L69–L72 | bibcode=2005ApJ...630L..69L | doi=10.1086/462419 | ref=harv |arxiv = astro-ph/0507523 | postscript=. }}</ref>

<ref name=carroll_ostlie1995>{{인용| first=Bradley W. | last=Carroll | last2=Ostlie | first2=Dale A. | date=1995 | title=An Introduction to Modern Astrophysics | edition=revised 2nd | publisher=Benjamin Cummings | isbn=0201547309 | page=409 | postscript=. }}</ref>

<!--ref name=ESO20111207>{{인용| title=Vampire Star Reveals its Secrets | publisher=ESO | date=2011-12-07 | url=http://www.eso.org/public/news/eso1148/ | accessdate=2012-04-29 | postscript=. }}</ref-->

<ref name=mnras361>{{인용| last1=Schröder | first1=K.-P. | last2=Connon Smith | first2=Robert | title=Distant future of the Sun and Earth revisited | journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume=386 | issue=1 | pages=155–163 | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | date=2008 | bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031 }}</ref>

}}

{{항성}}

[[분류:항성천문학]]
[[분류:항성]]