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빅토리아주 주민
2006년 오스트레일리아 인구조사 결과 빅토리아주의 인구는 4,932,422 명으로, 1996년의 통계보다 6.2% 증가했다. 오스트레일리아 통계청은 2007년 6월 빅토리아주의 인구가 5,087,000 명애 다다르며, 2050년 경에는 7,200,000명으로 증가할 것으로 예측하고 있다. 빅토리아주 인구의 토대는 앵글로-켈틱계였으나 동유럽, 남부 유럽, 동남아시아에서의 이민자들로 채워지고 있으며, 최근에는 중동, 아프리카의 뿔 지역에서도 많은 이민자가 찾아오고 있다. 빅토리아주의 노년 인구는 오스트레일리아의 평균 수준이다. 정부는 2021년에는 빅토리아주의 60세 이상 인구가 1/4를 차지할 것으로 보고 있다. 2006년 인구조사로 오스트레일리아 인구의 평균 연령이 2001년 조사때의 35세에서 37세로 증가한 사실을 알게 됐고, 이는 1969~72년에 최고점에 이르렀던 인구 증가의 반영으로 보고 있다.
빅토리아주 주민
빅토리아주 인구의 70% 이상이 주 남부에 위치한 주도 멜버른에 살고 있어, 멜버른 권역에만 대략 4,246,345명(2012)의 인구가 살고 있다. 이밖에도 절롱, 발라랏, 벤디고, 쉐파톤, 밀두라, 워넘불, 라트로브 벨리가 그 뒤를 잇고 있다. 빅토리아주는 오스트레일리아에서 가장 도시화가 진행된 곳으로 인구의 90%가 도심에 거주하고 있다. 1871년, 주민의 절반 이상이 도심에서 살게 됐으며, 오늘날에는 주민의 12%만이 벽지에 거주하고 있다. 정부가 추진하고 있는 주민의 균형적인 거주정책에서 불구하고, 멜버른을 향한 인구의 흐름은 계속되고 있다.
주민의 약 72%는 오스트레일리아 태생이다. 이 수치는 멜버른에서는 66%까지 떨어지지만, 북서부 지역에서는 95%까지 올라간다. 주민의 2/3은 영국, 아일랜드계이며, 주민중 1% 이하만이 어보리진이다. 외국 태생의 빅토리아 사람들의 대부분은 영국, 이탈리아, 베트남, 그리스, 뉴질랜드 출신이다.
종교
주민의 약 60.5%는 기독교인이다. 로마 가톨릭이 27.5%로 가장 크며, 그 뒤를 성공회와 오스트레일리아 교회 연합이 잇고 있다. 천주교와 개신교인이 각각 인구의 30%이다. 불교는 빅토리아주에서 비기독교 종교 중 가장 큰 비중을 차지하고 있으며, 현재 불교인은 132,634명으로 빠르게 성장하고 있다. 또한, 빅토리아주에는 109,370명의 무슬림과 41,105명의 유대인이 살고 있다. 주민의 20%정도는 무교이기도 하다.
빅토리아주 지리
빅토리아주의 북부 경계는 머리강을 따라 그레이트디바이딩산맥의 남쪽을 가로지른다. 서쪽은 사우스오스트레일리아주와 맞대고 있고, 남쪽은 태즈메이니아와 맞대고 있다. 빅토리아와 태즈메이니아의 주 경계는 39°12' S로 윌슨곶에서 남쪽으로 85m 떨어진 배스 해협을 가로지르며 오스트레일리아의 주 경계 중 가장 짧은 곳이다. 빅토리아주는 매우 다양한 지형, 지질, 기후를 지니고 있다. 남동쪽의 깁슬랜드의 따뜻한 날씨부터 눈덮힌 오스트레일리아알프스와 북서쪽의 반건조초원같이 말이다.
빅토리아주는 나머지 주들과는 달리 강수량이 높기 때문에 많은 강이 흐르고 있다. 그 중에서도 가장 큰 강은 머리강이며, 그 밖에도 오븐스강, 거번강, 킹강, 캄파스페강, 로돈강, 위메라강, 엘진강, 바원강, 톰슨강, 스노이강, 러트로브강, 야라강, 마리버농강, 미타강, 홉킨스강, 메리강, 키와강이 있다.
빅토리아의 주도인 멜버른에는 70% 이상의 인구가 몰려있어 주의 경제, 매체, 문화의 중심으로 자리 잡고 있으며, 다른 도시는 빅토리아주의 지방 자치 행정 구획, 빅토리아주의 지역 목록에서 볼 수 있다.
빅토리아주 기후
빅토리아주의 기후는 작은 지역임에도 불구하고 꽤 다양한 기후를 가지고 있다. 북서부는 반건조지역이며 해안쪽으로 갈수록 온대 지역과 선선한 기후가 나타난다. 빅토리아주의 그레이트디바이딩산맥은 주의 중심부에 서늘한 산악 기후를 조성한다.
빅토리아주는 오스트레일리아 본토의 다른 주와는 달리 최남단에 위치하기 때문에 다른 곳보다 서늘하고 습한 날씨가 나타난다. 그레이트디바이딩산맥 남부의 해안 평야는 남극해의 바람 덕분에 여름의 열기와 겨울의 냉기로부터의 영향을 덜 받는다. 그렇기 때문에 멜버른 등의 도시들은 이 지역에 위치한다. 말레와 위메라는 사막과 가까워 빅토리아주에서 가장 더운 곳이다. 빅토리아주의 여름 평균 기온은 30 °C이며, 1939년 1월 10일 밀두라에서 47.2 °C를 기록한 적이 있다. 겨울의 평균 기온은 15 °C이며, 1947년 8월 13일 호담산에서 -12.8 °C가 기록된적이있다.
빅토리아주 기후
강수량
빅토리아주는 태즈메이니아 다음으로 비가 많이 내리는 주이다. 빅토리아주의 강수량은 북에서 남쪽으로 갈수록 높아지는데 특히 고산지대에 많은 비가 내린다. 북동부 지방의 몇몇 곳은 연간 강수량이 1,800mm를 넘어가기도 하지만, 북서부에서는 연간 250mm도 안내리는 곳도 있다. 남부 빅토리아주의 오트웨이 국립공원과 북동부의 깁슬랜드가 특히 많은 비가 내린다. 덕분에, 깁슬랜드 지역의 땅은 농경지로 주로 쓰이고 있다. 눈은 보통 산맥과 구릉지대인 주의 중심부에만 내린다. 빅토리아주의 하루 최고 강수량 기록은 375mm로 오트웨이 국립공원의 1983년 3월 22일 태니브린에 내린 비이다.
빅토리아주 관광
빅토리아주의 주요 관광지
기타 유명한 관광 활동으로는 글라이딩, 행글라이딩, 열기구, 스쿠버다이빙이 있다.
커다란 행사 개최도 빅토리아주의 관광의 큰 부분을 차지한다. 주로 멜버른에서 개최되지만, 필립 섬에서 열리는 V8 슈퍼카와 오스트레일리아 모터사이클 그랑프리, 워넘불의 장애물경마대회, 절롱에서 열리는 오스트레일리아 국제 에어쇼, 포트 페어리 민속 축제, 퀸스클리프 음악 축제, 벨스비치의 서프클래식, 브라이트의 가을 축제와 같은 많은 지역 축제가 있다.
빅토리아주 문화와 스포츠
빅토리아주는 호주식 풋볼의 본고장이며, 오스트레일리아 풋볼 리그의 16개의 클럽중 10개의 클럽이 이 곳에 자리 잡고 있다. 전통적으로 AFL 시즌 최종 경기는 멜버른 크리켓 경기장에서 9월의 마지막 토요일에 열린다.
빅토리아주의 크리켓팀인 빅토리안 부쉬레인져스는 전국 푸파 컵에서 경기를 뛰고 있다.
빅토리아주의 멜버른 스톰과 멜버른 레벨스으로 각각 전국 럭비 리그와 호주 럭비 선수권 대회의 주 대표 팀으로 참가하고 있다.
축구 종목에서는 빅토리아주의 멜버른 빅토리 FC와 A리그에서 4번이나 전국 선수권을 거머쥔 사우스 멜버른 FC가 그 이름을 빛내고 있다.
세인트존 (뉴브런즈윅주)
세인트존(Saint John)은 뉴브런즈윅주의 가장 큰 도시이며 캐나다에 통합된 가장 오래된 도시이다. 2006년 5월 시인구는 69,961 명이었고 인구통계도시지역(Census Metropolitan Area, CMA)의 인구는 126,000 명이었다(Enterprise Saint John).
지리적 위치는 펀디 만Bay of Fundy의 북쪽 기슭에서 세인트존 강Saint John River의 하구에 걸쳐있다.
세인트존 (뉴브런즈윅주) 역사
세인트존(Saint John)은 캐나다 뉴브런즈윅주에 있는 도시이다. 17세기 이후 영국과 프랑스의 각축 끝에 18세기 중엽 영국이 최종적으로 장악했다. 18세기말에는 미국 독립혁명에서 밀려난 영국 국왕파가 이 지역으로 많이 들어왔다.
구스타브 홀스트
구스타브 시어도어 홀스트(영어: Gustav Theodore Holst, 1874년 9월 21일 ~ 1934년 5월 25일)는 영국의 작곡가이다.
구스타브 홀스트 생애
잉글랜드 첼트넘에서 태어나 런던의 왕립음악대학(RCM)을 졸업했다. 대표 작품으로는 1916년에 완성된 《행성 모음곡》을 들 수 있지만, 두 개의 《군악대용 모음곡》과 같이 관악단의 중요한 연주곡목인 곡들도 남겼다. 그는 초기 작품은 리하르트 바그너와 리하르트 슈트라우스의 영향을 많이 받았다.
많은 작곡가들처럼 그도 악기를 연주했는데, 트롬본 주자였다. 그는 피아니스트가 되고자 했으나 오른팔에 신경염이 있어 민첩하게 움직일 수 없었기 때문에 피아노 연주를 할 수는 없었다.
1933년에 위장에 문제가 생겨서 1934년 5월 25일 런던에서 수술을 받았지만 합병증으로 사망했다. 그의 딸 이모겐 홀스트도 작곡가이자 지휘자이다.
행성
행성(行星, 영어: planet) 또는 혹성(惑星), 떠돌이별은 우주에서 항성의 둘레를 도는 천체의 한 부류이다. 지동설을 근간으로 하는 근대 천문학이 확립되기 이전 시대에 제자리에서 관찰되는 항성과 달리 불규칙하게 떠돌아다는 별이란 뜻으로 행성이란 이름이 붙여졌다. 항성주변을 규칙적으로 운동한다는 뜻으로 행성이란 이름이 주어진 것이 아님에 주의해야한다. 대체로 갈색 왜성보다는 작지만, 지름이 수천 킬로미터 이상의 천체를 행성이라 부른다. 20세기 이전에는 태양계 안에 있는 행성만이 알려져 있었지만, 태양계 밖의 행성도 관측이 가능해짐에 따라 2012년 기준으로 적어도 200개 이상의 외계 행성이 알려져 있다.
일반적으로 행성은, 어떤 항성의 기원이 되는 성운이 붕괴하였을 때 원시성 둘레를 돌게 된 기체와 먼지가 모여 생겨난 것으로 알려져 있다.
행성 태양계의 행성
한국어, 중국어, 일본어에서 모든 태양계 행성의 이름은 별을 뜻하는 한자 별 성(星) 앞에, 고대 사람들이 그 행성의 속성이라고 믿었던 말이나 서양의 행성 이름을 번역한 말을 덧붙여서 되어 있다. 지구는 그렇지 않은데, 그 이유는 행성 이름을 지을 때 우리가 사는 지구를 중심으로 하여 행성들의 이름을 지었기 때문이다. 거의 모든 서양 언어에서는 그리스 신화에 등장하는 신의 이름을 따서 행성을 명명했다. 예를 들어, 토성을 뜻하는 단어 'Saturn'은 농업의 신 사투르누스(Saturnus)의 이름에서 따 왔다. 옛날에는 천동설을 믿었고, 태양과 달도 행성으로 믿었기 때문에 태양, 달, 화성, 수성, 목성, 금성, 토성의 이름을 빌려 일요일, 월요일, 화요일, 수요일, 목요일, 금요일, 토요일이 만들어졌다.
행성 태양계의 행성
태양계 안의 행성은 물리적 특성에 따라 지구형 행성과 목성형 행성으로 분류된다. 이 기준을 적용하면 지구형 행성은 수성, 금성, 지구, 화성이고, 목성형 행성은 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이다. 또한 지구를 기준으로 궤도가 안쪽이면 내행성, 바깥쪽이면 외행성이라 부르기도 한다. 수소와 헬륨으로 이루어진 목성과 토성은 거대 가스 행성(Gas giants)라고 부르며 천왕성과 해왕성은 거대 얼음 행성이라고 부른다.
행성 태양계의 행성
행성의 정의는 시대에 따라 계속 변해 왔다. 천문학이 발전하고, 특히 지동설이 받아들여지면서 태양과 달은 태양계의 행성에서 제외되었고 (그 이후에도 일요일과 월요일은 계속 있다), 그 이후인 20세기에는 태양계에 훨씬 다양한 천체가 존재한다는 것이 밝혀지면서 행성의 확실한 정의에 논란이 있었다. 2006년 국제천문연맹은 총회에서 행성을 “별 주위를 돌고, 구형을 유지할 만한 크기와 중력을 가졌지만, 위성이 아닌 천체”라는 새로운 정의를 초안으로 내세웠다. 이 초안에 따르면, 명왕성이 행성으로 유지되고, 케레스, 카론, 에리스(당시 이름은 “2003 UB313”)가 태양계의 행성에 추가되어, 총 12개의 행성이 될 예정이었다. 그러나 많은 반발이 잇따랐으며, 8월 24일 태양계 안에 있는 천체에 국한하여 행성을 다음과 같이 정의하였다. 같은 날 명왕성이 행성에서 제외되었다.
행성 태양계의 행성
충분한 질량을 가져서, 정역학적 평형을 유지할 수 있는 구형에 가까운 형태를 가지고 있다. ("(b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, ")
이 요건을 모두 만족하는 태양계의 행성은 모두 여덟 개이다. 그리고 앞의 두 개는 만족하지만 마지막 조건을 만족하지 않으면서, 위성이 아닌 천체는 왜행성으로 정의했다. 사실 8개 행성뿐만 아니라 34개의 해왕성 바깥 천체인 왜행성 후보들도 3번 조건을 만족한다. 왜냐하면 해당 천체들은 장주기 혜성에 영향을 미치기 때문이다. 그러면 42개의 행성이 된다.
행성 태양계의 행성
수성, 금성, 화성, 목성, 토성은 고대 동양에서도 쉽게 관측되었다. 다른 별 사이를 움직여 다니는 다섯 별을 본 고대 동양인은 이 별들에게 음양 오행설에서 따온 “화(불), 수(물), 목(나무), 금(쇠), 토(흙)”이라는 특성을 부여했다. 이들은 화성, 수성, 목성, 금성, 토성으로서 현재 한국에서 사용하는 행성의 명칭이 되었으며, 구한말 이전에는 歲星(세성=목성), 熒惑(형혹=화성), 鎭星 또는 塡星(진성=토성), 太白(태백=금성), 辰星(진성=수성)으로도 불리고 기록되었다.
고대 동양의 관측 기술로는 천왕성, 해왕성, 명왕성을 발견하지 못했다. 일본에서는 서양의 천문학을 받아들이면서 이 세 행성의 이름을 자국어로 옮길 때 우라노스가 하늘의 신이므로 천왕(天王)이라는 한자어를, 포세이돈이 바다의 신이므로 해왕(海王)이라는 한자어를, 하데스가 명계(冥界)의 신이므로 명왕(冥王)이라는 한자어를 만들어 붙였고, 한국에서는 이를 그대로 받아들여 사용하였다. 수소와 헬륨으로 이루어진 목성과 토성은 거대 가스 행성(Gas giants)라고 부르며 천왕성과 해왕성은 거대 얼음 행성이라고 부른다.
최근 천체 90377 세드나가 태양으로부터 90AU 거리(태양과 명왕성 거리의 약 3배)에서 태양을 공전하고 있음이 확인되었다. 이누이트 신화에 나오는 바다의 여신 이름을 딴 세드나는 직경 1180~2360킬로미터인 천체다. 몇몇 언론은 이미 세드나를 열째 행성으로 보도했지만, 천문학자들이 일반적으로 인정하는 사실은 아니다. 명왕성과 비슷한 질량과 궤도를 가진 90482 오르쿠스도 행성으로 인정될 가능성이 있고, 다른 후보로는 50000 콰오아나 20000 바루나 등이 언급되곤 한다. 그 후 에리스가 발견되어 명왕성보다 더큰것으로 확인되어 행성으로 인정될뻔하다가 2006년 IAU총회에서 정해진 행성의 정의에 따라 왜행성이 되었다. 하지만 IAU가 세드나는 왜행성으로 아직 공식적으로 인정하지 않는등 문제가 있으며 2009년 총회에서 다시 기준이 바뀔수도 있다.
행성 X(추측컨대 명왕성 바깥쪽 궤도에 있다)나 벌컨(수성 안쪽 궤도에 있는 것으로 추정되었음)을 비롯해, 천문학적인 필요에 따라 '가정된' 행성들을 찾기 위한 집요한 노력이 천문학 역사에 여러 번 있었지만, 아무것도 발견되지 않았다.
한편 상대성이론에 의해 이 천체는 없는 것이 밝혀졌다.
행성 태양계 밖의 행성
1988년 발견된 세페우스자리 감마 Ab 이후로 태양이 아닌 다른 항성을 공전하는 많은 외계 행성들이 발견되어 왔다. 2008년 8월까지 296개의 외계 행성들이 발견되었다.
(성간 행성)떠돌이 행성(Rogue planet)은 행성과 유사한 질량을 지니고 있으나, 어떤 항성의 중력에도 속박되어 있지 않아서 우주 공간을 독립하여 움직여 다니는 행성급 천체를 일컫는 단어이다. 여러 천문학자들이 떠돌이 행성으로 의심되는 후보(예:오리온자리 S 70)를 발견했지만 확실하게 검증된 존재는 아직 없다.
일부 천문학자들은 떠돌이 행성은 원래 항성 주위를 돌다가 어떤 이유로 항성의 중력에서 도망치게 된 천체라고 생각한다. 그러나 나머지 천문학자들은 행성이란 확인된 자료에 따라 정의되어야 하며, 탄생 과정이 밝혀지지 않은 대상을 행성이라고 부르면 안 된다고 비판한다. 만약 이 떠돌이 행성이 항성처럼 가스구름 속에서 단독으로 생성되었다고 가정한다면 행성이라고 부를 수 없다는 것이 이유이다.
행성 행성의 형성
원시 행성계 원반은 먼지와 가스가 점점 모여들어 형성되는데 많은 시간이 필요하게 된다. 또한 원시 행성계 원반안에 불안정한 중력이 생기면서 거대 가스 행성이 형성되기도 한다. 초신성이 폭발하면서 원소로 이루어진 성간 매질들이 다시 모여들어 항성들이 형성될 때 성단(star cluster)이 만들어질 정도로 농도가 짙지 않으면 항성 주위에 남은 물질들이 원반 상태로 모여들어 원시 행성계 원반을 형성한다. 행성계 원반은 헬륨 가스, 수소, 먼지로 이루어져 있다.
원시 행성들이 만들어지고 원시 행성들 주변의 성운 가스가 사라지면서 중력에 의해 원시 행성들의 궤도는 타원형이 된다. 이 원시 행성들이 타원형으로 돌면서 서로 부딪치게 된다. 서로 부딪치는 행성은 크기가 커지고 생겨난 것이 태양계 행성들이다.
태양에서부터 멀수록 온도가 낮아 가벼운 가스들이 많이 남아있게 되고 빨리 형성되기 때문에 지름이 길고 밀도가 낮은 목성계 행성들이 먼저 생성된다. 그래서 태양계에서 가장 먼저 만들어진 행성은 목성이다.
항성
항성(恒星, 영어: fixed star) 또는 붙박이별은 막대한 양의 플라스마(플라즈마)가 중력으로 뭉쳐서 밝게 빛나는 납작한 회전 타원체(oblate spheroid)형의 천체이다. 통상적으로는 별(영어: star)이라고 부른다. 또한 지구에서 가장 가까운 항성은 태양으로, 지구상의 에너지 대부분을 공급한다. 그리고 지구에서 두 번째로 가까운 항성은 프록시마이다. 지구에서는 다른 별들을 밤하늘에서 볼 수 있는데 낮에는 태양 빛에 가려 보이지 않는다. 항성은 그 중심부에서 일어나는 핵융합 반응으로 풀려나는 에너지가 내부를 통과하여 방출되면서 빛을 내게 된다. 우주에서 수소와 헬륨보다 무거운 물질 대부분은 항성의 내부에서 만들어졌다.
항성
항성은 수소 및 헬륨, 기타 중원소로 이루어진 성간 구름이 붕괴하면서 탄생한다. 중심핵이 충분히 뜨거워지면 수소 중 일부가 핵융합 작용을 통하여 헬륨으로 전환되기 시작한다. 나머지 수소 물질은 대류 및 복사 과정을 통하여 중심핵에서 생성된 복사 에너지를 바깥쪽으로 옮긴다. 항성은 내부에서 바깥쪽으로 작용하는 복사압과 자체 중력이 균형을 이룬 상태에 있다. 중심핵에 있는 수소가 모두 소진되면 태양 질량의 0.4배 가 넘는 항성은 적색 거성으로 진화하며, 이 단계에서 항성은 여러 중원소를 중심핵 또는 중심핵 주변에서 태운다. 항성은 생의 마지막에 자신이 지닌 질량을 우주 공간으로 방출하며 축퇴된다. 방출된 물질은 이전보다 중원소 함량이 더 많으며, 이는 새로운 별을 탄생시키는 재료로 재활용된다.
홑별(단독성)은 다른 항성과 중력적으로 묶여 있지 않고 홀로 고립된 항성이다. 우리의 태양은 대표적인 홑별이다. 이와는 달리 쌍성 혹은 다중성계는 두 개 이상의 항성이 중력으로 묶여 있는 구조이며, 보통 질량 중심을 기준으로 안정된 궤도를 형성하면서 공전한다. 두 별이 상대적으로 가까운 궤도를 그릴 경우 상호 작용하는 중력으로 인하여 항성 진화 과정에 큰 영향을 끼칠 수 있다.
항성 관측 역사
역사적으로 항성은 인간의 문명과 밀접한 연관을 맺어 왔다. 인류는 항성을 종교적 제의의 대상으로 여기거나, 천체를 이용한 항해 및 방위 판단에 항성을 이용했다. 고대 천문학자들은 항성은 천구에 붙어서 항구히 움직이지 않고 영원히 사는 존재라고 여겼다. 천문학자들은 합의를 거쳐서 항성을 별자리에 따라 묶었고, 이를 이용하여 행성과 태양의 움직임을 예측했다. 인류는 하늘의 별을 기준으로 태양의 움직임을 관측하여 태양력을 만들어서 농업 활동을 규칙적으로 수행하는 데 이용하였다. 현재 전 세계적으로 널리 쓰이는 그레고리력은 가장 가까운 항성 태양에 대한 지구 자전축 각도를 바탕으로 만든 달력이다.
가장 처음으로 신빙성 있는 항성 기록을 남긴 국가는 기원전 1534년 고대 이집트였다. 이슬람 천문학자들은 많은 별에 아랍어 이름을 붙였고, 그중 많은 수가 지금도 불리고 있다. 이들은 항성의 위치를 관측하고 예측할 수 있게 하는 많은 천문 관측기구를 발명했다.
1019년 천문학자 아부 라이한 알 비루니는 우리 은하를 성운 형태 항성이 뭉쳐서 이루어진 것으로 묘사했다.
항성 관측 역사
일반적으로 항성은 모습이 거의 변하지 않지만 중국 천문학자들은 새로운 별이 나타나는 것을 알아냈다. 튀코 브라헤와 같은 초기 유럽의 천문학자들은 밤하늘에 새로 나타나는 천체를 발견하여 훗날 ‘신성’ 이름을 붙였다. 1584년 조르다노 브루노는 밤하늘의 별은 태양과 같은 존재이며 그들은 자신만의 행성을 거느리고 있고 이 행성 중에는 지구와 같은 천체도 있다고 주장했다. 브루노의 주장은 고대 그리스의 철학자 데모크리토스나 에피쿠로스가 이미 언급한 적이 있다. 17세기에 이르러 별이 태양과 같은 존재라는 사실은 천문학자 사이에서 정설로 받아들여지게 된다. 왜 태양 주변의 별이 태양계에 대하여 중력적으로 영향을 끼치지 않는가에 대해 아이작 뉴턴은 항성이 모든 방향으로 고르게 분포되어 있기 때문이라고 설명했다. 이 주장은 신학자 리처드 벤틀리가 제기한 것이기도 하다.
항성 관측 역사
이탈리아 천문학자 제미니아노 몬타나리는 1667년 알골의 밝기가 변화하는 것을 기록으로 남겼다. 에드먼드 핼리는 지구 근처 ‘고정된’ 항성 한 쌍이 고유 운동을 보이는 것을 측정했다. 이 별들은 고대 그리스 천문학자 프톨레마이오스와 히파르코스가 살던 시절의 자리로부터 일정량 이동했다. 항성까지의 거리를 직접 측정한 최초의 사례는 1838년 프리드리히 베셀이 시차법을 이용하여 11.4광년 떨어진 백조자리 61을 측정한 것이었다. 시차 관측법을 통해 항성과 지구 사이의 거리는 매우 멀다는 것이 밝혀졌다.
윌리엄 허셜은 밤하늘 항성의 분포 상태를 측정한 최초의 천문학자이다. 1780년대 그는 600개에 이르는 방향을 기준으로 삼고, 각 구역 내 시선 방향을 따라 관측한 별의 수를 세었다. 이 방법으로 그는 별의 밀도가 우리 은하 중심 방향으로 갈수록 증가한다는 사실을 발견했다. 윌리엄 허셜의 아들 존 허셜은 아버지의 연구를 물려받아 남반구 하늘에서 같은 작업을 수행했고, 남반구에서도 은하 중심 방향으로 갈수록 별이 많아짐을 알아냈다. 또 윌리엄 허셜은 몇몇 별은 시선 방향과 일치하게 자리 잡지 않으며 동반 천체를 거느리는 쌍성 구조를 지님을 발견하였다.
항성 관측 역사
요세프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키는 항성 분광학의 지평을 열었다. 이들은 태양과 시리우스의 스펙트럼을 비교하여 스펙트럼에 나타나는 흡수선(별의 빛이 온도가 낮은 대기층을 통과할 때 대기 중 원자나 이온이 특정 파장을 흡수하여 생기는 선.)의 개수 및 세기가 서로 다름을 알아냈다. 1865년 안젤로 세키는 항성을 분광형에 따라 분류했다. 그러나 근대적인 항성 분류의 틀은 1900년대 미국 천문학자 애니 점프 캐넌이 확립했다.
19세기 쌍성 관측 분야는 천문학 내에서 위상이 높아졌다. 1834년 프리드리히 베셀은 시리우스의 고유 운동에 변화량이 있음을 발견했고 여기서 숨겨진 동반성의 존재를 예측했다. 에드워드 피커링은 1899년 104일 주기로 미자르의 스펙트럼선이 갈라지는 것을 토대로 분광쌍성의 존재를 최초로 입증했다. 천문학자 윌리엄 스트루베와 셔번 웨슬리 버넘은 많은 쌍성계를 관측하고 자료를 정리했다. 1827년 펠릭스 사바리는 망원경 관측을 통해 쌍성계의 공전 궤도에 대한 의문점을 풀었다.
항성 관측 역사
20세기에 접어들면서 항성 관측의 발전 속도는 매우 빨라졌다. 이 시기 개발된 사진은 값진 천문학적 관측 도구 역할을 수행하게 된다. 카를 슈바르츠실트는 항성의 색 및 온도는 겉보기 등급과 사진 등급을 비교함으로써 측정이 가능함을 알아냈다. 광전 광도계의 발명으로 빛 에너지를 전기 에너지로 바꾸어 여러 파장대의 밝기를 측정할 수 있게 되었다. 1921년 앨버트 마이컬슨은 윌슨 산 천문대에서 간섭계를 사용하여 최초로 항성의 반지름을 측정했다.
20세기 초 항성을 물리적으로 분류하는 중요한 기준이 마련되었다. 1913년 헤르츠스프룽-러셀 도표의 개발로 천체 물리학의 발전에 박차가 가해졌다. 항성의 내부 및 항성의 진화를 설명하는 성공적인 모형들이 개발되었다. 양자 물리학의 발전으로 항성의 스펙트럼 양상을 합리적으로 설명할 수 있는 이론이 개발되었다. 이를 통해 항성 대기의 화학적 조성을 알아낼 수 있게 되었다.
초신성을 제외하면 인류가 알고 있는 별의 대부분은 우리 은하 내 국부 은하군 및 우리 은하 내 관측이 가능한 부분들(성표에서 다루고 있다)에 속해 있다. 그러나 지구에서 1억 광년 정도 떨어진 곳에 있는 처녀자리 은하단 내 M100의 별 몇몇이 관측되기도 했다. 현재 망원경 수준으로 국부 초은하단 내 성단과 수 억 광년 떨어진 곳에 있는 국부 은하군 내 개의 별을 관측하는 것은 가능하다.(세페이드 변광성 참조). 그러나 국부 초은하단 너머에 있는 별 및 성단을 낱낱이 보는 것은 불가능하다. 그러나 최근 10억 광년 정도 떨어진 거리에 있는 거대 성단을 촬영하는 데 성공했다. 이 성단은 수 백 개에서 수 천 개의 별이 뭉쳐 있다. 이 성단은 이전에 관측되었던 가장 먼 성단 보다도 열 배 먼 곳에 있다.
항성 별 명명
별자리의 개념은 고대 바빌론 제국 시대에 이미 존재했던 것으로 보인다. 옛날 하늘을 관찰하던 사람들은 별이 특정한 모양을 그리면서 배치되어 있음을 보고 이를 자연물이나 신화 속 등장인물과 연결시켰다. 이들 별자리 중 황도 근처에 있는 12개는 점성학의 기본 요소가 되었다. 많은 별은 아랍어 또는 라틴어 이름을 갖고 있다.
태양이나 특정 별자리처럼 별은 각자 고유의 신화를 갖고 있다. 별은 죽은 자 또는 신의 영혼으로 여겨졌다. 대표적으로 알골은 고르곤 메두사의 눈을 상징하는 존재였다.
17세기 별자리의 이름을 그 구역 안의 별 이름 앞에 붙이게 된다. 독일 천문학자 요한 바이어는 성도(星圖)를 만들고 각 별자리 구역 내에 있는 별의 밝기 기준으로 그리스 문자를 붙였다. 그 뒤 영국 천문학자 존 플램스티드는 아라비아 숫자를 이용하여 플램스티드 명명법을 개발한다. 이후 여러 성표가 작성되면서 다양한 항성 목록 분류법이 개발되었다.
항성 별 명명
오늘날 과학계에서 항성 또는 기타 천체에 이름을 붙일 권한이 있는 기관은 국제 천문 연맹이다. 현재 여러 기업체가 돈을 받고 별에 이름을 지어 붙이는 업무를 보고 있으나, 이들이 지어 붙인 이름은 과학계에서 인정받지 못하고 있다. 과학계의 많은 인사는 이런 사기업을 별 이름을 짓는 과정을 잘 모르는 시민을 속여서 사기 행각을 벌이는 단체로 보고 있다.
항성 측정 단위
대부분의 항성 제원은 전통적으로 SI 단위계 방식으로 표시하지만, CGS 단위계 방식도 함께 사용한다. 예를 들면 별의 밝기는 erg/sec(초당 에르그)로 표시하기도 한다. 태양 외 항성의 질량, 밝기, 반지름은 태양을 1로 놓았을 때의 값을 기준으로 표시한다. 태양의 질량, 밝기, 반지름의 구체적인 값은 아래와 같다.
초거성의 반지름이나 쌍성계 구성원 간의 공전궤도 긴반지름 등은 주로 천문단위로 표시한다. 1AU는 태양에서 지구까지의 거리로, 구체적 값은 약 1억 5천만 킬로미터이다.
항성 생성과 진화
항성은 분자 구름 속에서 태어난다. 이 구름은 성간 물질 중 밀도가 높은 지역(그러나 지구의 진공실보다도 낮은 밀도이다)으로 주로 수소로 이루어져 있으며 약 23~28%의 헬륨 및 수 퍼센트의 중원소도 포함되어 있다. 이렇게 항성이 태어나는 대표적 장소로 오리온 성운을 들 수 있다. 질량이 큰 별은 태어난 뒤 강력한 빛으로 주위 먼지구름을 밝히면서 주변 구름을 이온화하고 H II 영역을 만든다.
모든 별은 삶의 대부분을 주계열 단계로 보낸다. 이 기간에 별은 중심핵에서 수소를 태워서 헬륨으로 바꾼다. 질량이 다른 별들은 진화단계에서 각자 극명하게 다른 물리적 속성을 보여준다. 무거운 별은 주변 환경에 미치는 영향의 형태에 있어 가벼운 별과는 다르다. 천문학계는 항성을 질량에 따라 다음과 같이 분류한다.
항성 형성 과정은 분자 구름 내부 중력이 불안정해지면서 시작된다. 또는 초신성 폭발의 충격파나 두 은하의 충돌(폭발적 항성생성은하로 부른다)로도 발생한다. 일단 어떤 영역이 밀도가 충분히 높아져 진즈 불안정성으로 불리는 조건을 만족하면 자기 스스로의 중력 때문에 붕괴하기 시작한다.
항성 생성과 진화
분자 구름이 붕괴하면 밀도 높은 먼지 및 가스 덩어리 등은 보크 구상체를 형성한다. 이들의 질량은 태양의 50배에 이른다. 구상체가 스스로의 중력 때문에 수축하면서 밀도가 늘어날수록 중력 에너지는 열로 바뀌며 온도는 올라간다. 원시별 구름이 안정적인 유체 정역학적 평형 상태에 이르면 구름 중심부에서 원시별이 탄생한다. 이런 원시별 주위에는 원시 행성계 원반이 형성된 경우가 많다. 중력 수축 과정은 약 1천만 년에서 1천 5백만 년에 걸쳐 진행된다.
원시성 중 태양 질량 2배 이하를 황소자리 T 항성으로 부르며 그보다 질량이 큰 경우는 허빅 Ae/Be 항성으로 부른다. 이렇게 새로 태어난 별은 자전축 양단에서 허빅-아로 천체로 불리는 성운끼를 발산한다.
항성 생성과 진화
항성은 자신의 일생 중 90퍼센트에 이르는 기간을 중심핵의 고압, 고온 환경 아래 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 핵융합 작용을 하면서 보내는데 이 기간을 주계열 단계라고 한다. 주계열 단계에 있는 별을 다른 말로 난쟁이별이라고도 부른다. 영년 주계열로부터 시작해서 중심핵에 축적되는 헬륨의 양은 점차 늘어난다. 그 때문에 중심핵에서 필요한 핵융합 작용의 빈도를 충족시키기 위해서 항성은 천천히 뜨거워지고 밝아진다. 예를 들면 태양의 경우 46억 년 전 영년 주계열에 도달하였을 때에 비해 지금의 태양은 밝기가 40퍼센트 정도 증가한 상태이다.
모든 별은 가스를 우주 공간으로 지속적으로 방출하는데 이를 항성풍이라고 한다. 대부분의 별의 경우 항성풍으로 잃는 질량은 미미하다. 태양은 매년 자기 질량의 10−14배 만큼의 가스를 항성풍으로 날려 보내는데 이 추세라면 태양은 자신의 일생 동안 자기 질량의 1만분의 1을 잃는 셈이다. 그러나 매우 무겁고 밝은 별은 매년 태양 질량의 10−7배에서 10−5배에 해당하는 질량을 방출하며 이는 이들의 진화 과정에도 영향을 미친다. 처음 태어날 때 태양보다 50배 이상 무거운 별은 일생 동안 자기 질량의 절반 정도를 날려 보낸다.
항성 생성과 진화
주계열상에서 항성이 머물 수 있는 시간은 자신이 가진 수소를 어느 정도 속도로 태우나에 달려 있다. 즉 태어날 때의 질량 및 밝기가 항성의 운명을 결정하는 것이다. 태양의 경우 주계열 상에서 머물 수 있는 시간은 약 110억 년이다. 태양보다 더 큰 별은 태양보다 연료를 빨리 태우며 빨리 죽는다. 반면 태양보다 질량이 작은 별(적색 왜성 및 오렌지색 왜성)은 연료를 매우 알뜰하게 소비하며 수 백억 년에서 수 천억 년까지 살 수 있다. 생의 마지막에서 이들은 서서히 식으면서 어두워진 뒤 흑색 왜성이 된다. 그러나 이런 별의 수명은 우리가 아는 우주의 나이(137억 년)보다 길기 때문에 아직까지 흑색 왜성으로 진화한 사례는 없다.
항성 생성과 진화
질량 외에도 무거운 원소의 함유량이 그 별의 진화 과정에 영향을 끼친다. 천문학에서는 헬륨보다 무거운 모든 원소를 ‘금속’으로 부르며 항성 내 이들의 화학적 농도를 ‘중원소 함유량’으로 부른다. 금속 함유량은 항성이 수소를 태우는 기간에 영향을 주며 자기장의 생성을 조절하고 항성풍의 강도를 바꾼다. 항성종족 I과 같이 젊은 별은 종족 II처럼 늙은 별보다 중원소를 더 많이 지니는데 그 이유는 이들이 태어난 분자 구름 속에 중원소가 많이 섞여 있었기 때문이다. 늙은 별이 죽음을 맞으면서 외곽 대기에서 방출한 물질로 말미암아 분자 구름 속의 무거운 원소 비율은 시간이 갈수록 증가한다.
태양 질량의 0.4배 이상 천체
는 중심핵에 있던 수소를 모두 태우면 외곽층이 부풀어 오르면서 적색 거성으로 된다. 태양은 약 70억 년 후 적색 거성이 될 것이며 반지름은 지금의 250배 정도로 증가하여 지구 궤도 근처까지 부풀어 오를 것이다. 적색 거성 단계에서 태양은 질량의 30퍼센트를 잃게 된다.
항성 생성과 진화
태양보다 2.25배 무거운 별의 경우 적색 거성 단계에서의 핵융합 반응은 중심핵 바깥쪽 층에서 계속된다. 중심핵은 헬륨 융합이 일어날 수준까지 압축되며 항성은 서서히 수축하며 표면 온도가 높아진다. 질량이 더 큰 별의 경우 중심핵 부분에서 수소 핵융합은 헬륨 융합 작용으로 급격히 전환된다.
항성이 중심핵에 남아 있는 헬륨을 소진하고 나면, 핵융합 반응은 탄소 및 산소로 이루어진 뜨거운 중심핵 바깥층에서 이루어진다. 그 뒤 항성은 원래의 적색 거성 단계와 평행한 진화 경로를 거치지만 표면 온도는 더 뜨겁다.
항성 생성과 진화
태양보다 9배 이상 무거운 별은 헬륨을 태우는 단계에서 적색 초거성으로 진화한다. 중심핵의 헬륨이 소진되면 이들은 헬륨보다 무거운 원소들을 순차적으로 태운다. 중심핵은 탄소를 태울 수 있을 온도와 압력이 나올 때까지 압축된다(탄소 연소 과정 참고). 같은 식으로 적색 초거성은 산소(산소 연소 과정 참고), 네온(네온 연소 과정 참고), 규소(규소 연소 과정 참고)까지 핵융합 작용의 연료로 사용하며 중심부에 무거운 원소들을 계속 축적시킨다. 항성의 목숨이 거의 끝날 즈음 핵융합 작용으로 생성된 물질들은 항성 내부에 양파 껍질처럼 층을 이루게 된다. 각 층은 서로 다른 원소들을 태우는데, 가장 바깥쪽 층은 수소, 그 아래층은 헬륨, 그 아래는 산소, 네온, 규소, …의 식이다.
항성 생성과 진화
별의 가장 마지막 단계는 중심부에서 철이 생성될 때이다. 철의 원자핵은 다른 원소들보다 단단하게 결합되어 있기 때문에 이들은 핵융합 작용을 할 경우 에너지를 방출하는 것이 아니라 소비한다. 같은 이유로 철은 핵분열로 에너지를 방출할 수 없다. 질량이 큰 별 중 상대적으로 늙은 별 내부에는 핵융합을 할 수 없고 철로 된 거대한 중심핵이 만들어진다. 이런 별 안에 있는 무거운 원소들은 항성 표면으로 이동하며 항성은 울프-레이에 별로 진화하여 밀도 높은 항성풍의 형태로 외곽 대기를 우주 공간에 뿌린다.
평균 정도 질량을 가진 별은 진화의 마지막 단계에서 외곽 대기를 행성상 성운의 형태로 우주 공간으로 방출한다. 만약 외곽 대기를 날려 보낸 후 남은 질량이 태양의 1.4배 이하일 경우 별은 지구 정도 크기로 수축하며 백색 왜성이 된다. 백색 왜성 내부의 전자 축퇴 물질은 더 이상 플라즈마가 아니다(보통의 항성은 플라즈마의 덩어리이다.). 백색 왜성은 매우 긴 시간에 걸쳐 천천히 식으면서 흑색 왜성이 된다.
외곽 대기를 날려 보낸 후 남은 질량이 태양보다 1.4배 이상 더 큰 별의 경우 철로 된 중심핵에서 자신의 질량을 더 이상 지탱할 수 없을 때까지 핵융합이 계속된다. 이 핵은 전자가 양자 속으로 밀려들어가서, 역베타 붕괴 폭발 혹은 전자 포획 형태로 중성자 및 중성미자를 만들면서 빠르게 붕괴한다. 이와 같은 급속한 붕괴로 생기는 충격파로 인해 항성의 나머지 부분은 초신성 폭발을 일으키게 된다. 초신성은 매우 밝아서 어떤 경우는 은하 전체의 밝기와 맞먹는 빛을 뿜기도 한다. 우리 은하 내에서 초신성 폭발이 관측되었을 때 마치 아무것도 없는 곳에서 별이 태어난 것처럼 보였으므로 이들을 ‘새로운 별’[新星]로 부르기도 했다.
원래 지니고 있던 질량의 대부분을 초신성 폭발로 날려 보내고 난 뒤(이 경우 게 성운과 같은 잔해를 형성한다) 남은 물질들은 중성자별(펄사나 엑스선 버스터를 중성자별의 일종으로 보기도 한다)이 되거나 잔해를 뿌리고 난 뒤 중심부에 남은 물질이 태양 질량의 4배가 넘는 천체들처럼 가장 무거운 별의 경우는 블랙홀이 되기도 한다. 중성자별 내부 물질은 중성자 축퇴 물질 상태에 있으며 아마도 중심핵 부분은 더 야릇한 축퇴 물질인 쿼크 물질(QCD 물질)로 이루어져 있을 것이다. 블랙홀의 내부 물질이 어떤 상태에 있는지는 아직까지 밝혀지지 않았다.
죽어가는 별 외곽부에서 방출된 중원소를 포함한 물질은 새로운 별을 만드는 재료로 재활용된다. 이런 무거운 원소로부터 지구와 같은 암석 행성이 탄생한다. 초신성 폭발 물질 및 거대 항성의 항성풍은 성간 물질을 구성하는 데 중요한 역할을 담당한다.
항성 분포
항성은 태양처럼 홀로 생겨나기도 하지만 두 개 이상의 별이 동시에 생겨 서로 공전하기도 한다. 다중성계 중 가장 흔한 것은 쌍성이다. 그러나 세 개 이상의 별로 이루어진 항성계도 발견된다. 안정된 공전 궤도를 유지하는 차원에서 세 개 이상의 별은 보통 계층 구조를 이루고 있다. 계층 구조란 행성 주위를 위성이 도는 것처럼 항성도 서로를 도는 작은 계가 다시 더 큰 계를 한 개체로서 도는 구도를 말한다. 성단과 같이 더 큰 항성계도 존재한다. 성단은 성협과 같이 별 몇 개가 느슨하게 묶인 집단으로부터 구상 성단처럼 수 백 ~ 수 천 개의 항성이 빽빽하게 뭉친 경우까지 다양하다.
항성 분포
항성 대부분이 서로 중력으로 묶여 있는 다중성계를 구성하고 있을 것이라는 가정은 오랫동안 정설로 인정되어 왔다. 이는 매우 무거운 O나 B형 항성의 경우는 잘 들어맞는 가설이다. 이러한 무거운 별의 약 80퍼센트는 다중성계를 구성하고 있다. 그러나 질량이 작은 별일수록 홑별(single star)의 비율은 많아진다. 적색 왜성의 경우 85퍼센트가 홑별로 추측된다. 적색 왜성이 은하 내 항성 대부분을 차지한다면 우리 은하에 있는 별은 태어날 때부터 대부분이 홑별인 셈이다. 그러나 홑별이 차지하는 비중이 50퍼센트가 되지 않는다는 주장 도 있는 등 홑별과 그렇지 않은 계(系)의 비율은 논란의 대상이다.
항성 분포
별은 전 우주 차원에서는 균일하게 퍼져 있지 않다. 그러나 은하 단위로 살펴보면 성간 가스 및 성간 물질과 함께 균일하게 무리를 짓고 있다. 전형적인 은하에는 수 천억 개의 별이 있으며 관측 가능한 우주 내에 존재하는 은하의 수는 총 1천 억 개에 이른다. 별은 주로 은하에 존재하는 것으로 알려졌지만 은하와 은하 사이 공간에 있는 별도 발견되었다. 천문학자들은 관측 가능한 우주 영역 내에 적어도 700해(垓) 개에 이르는 항성이 존재한다고 생각하고 있다. 이 수효는 4천억 개의 별로 이루어진 우리 은하를 1천 750억 개 모아야 채울 수 있는 수치이다.
항성 자체는 지구에 비하면 압도적으로 무겁고 밝은 존재이지만 항성과 항성 사이는 엄청나게 떨어져 있다. 태양을 제외하고 지구에서 가장 가까운 항성은 켄타우루스자리 프록시마로 빛의 속도로 4.2년이 걸리는 거리에 있다. 이 거리는 39조 9천억 킬로미터에 이르며, 태양에서 명왕성까지 거리의 6000배에 이르는 간격이다. 프록시마에서 떠난 빛이 지구에 이르기까지는 4.2년이 걸린다. 우주 왕복선의 지구 궤도선상 속도(시속 3만 킬로미터)로 프록시마까지 가려면 15만 년이 걸린다. 이 정도는 은하면에 존재하는 별 사이에서는 평균보다 약간 가까운 거리에 해당한다. 은하 중심 또는 구상 성단에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 가깝고, 은하 헤일로에 있는 별들 사이의 거리는 훨씬 멀다.
은하핵 바깥쪽에 위치한 별들 사이의 거리가 매우 멀기 때문에 별과 별이 서로 충돌하는 일은 드물 것으로 여겨진다. 구상 성단이나 은하 중심부처럼 별들의 밀도가 높은 곳은 별끼리 충돌하는 일이 상대적으로 더 흔할 것이다. 이런 항성 끼리의 충돌은 청색 낙오성을 만들어 낸다. 이 비정상적인 별들은 성단 내 비슷한 밝기의 주계열성에 비해 표면 온도가 더 높다.
항성 특징
항성의 운명은 처음 태어날 때의 질량에 따라 대부분 결정된다. 초기 질량은 그 별의 밝기, 크기, 진화 과정, 수명 및 최후를 맞는 양상 등을 결정하는 요인이다.
별의 나이는 대부분 1억 살에서 100억 살 사이이다. 일부 별은 우주의 나이와 비슷한 137억 살 근처일 것으로 보인다. 이전까지 가장 나이가 많은 별은 HE 1523-0901(예상 수명은 132억 살)로 알려졌으나, 2013년 기준으로 가장 오래된 항성이자 천체는 HD 140283으로 그 추정 나이는 약 136억 6!000만년에서 약 152억 6,000만년 사이이다. 이에 NASA는 이 별에 성경에서 가장 장수한 인물로 나오는 므두셀라에서 딴 “므두셀라 별(Methuselah star)”이라는 별명을 붙였다.
무거운 별은 중심핵의 압력이 매우 커서 수소를 작은 별보다 훨씬 빨리 태우기 때문에 질량이 큰 별일수록 수명은 짧다. 가장 질량이 큰 별은 백만 년 정도 사는 반면 적색 왜성처럼 질량이 작은 별은 연료를 매우 느리게 태우므로 수 백억 년에서 수 천억 년까지 산다.
항성 특징
항성이 태어날 때의 구성비는 대체로 70퍼센트의 수소, 28퍼센트의 헬륨 및 나머지 2퍼센트 중원소로 되어 있다. 무거운 원소의 비율은 통상적으로 항성 상층부 대기 내에 포함된 철(iron)의 함유율로 표시하는데 이는 철이 상대적으로 흔한 원소이자 흡수선이 강하게 나타나서 측정하기 쉽기 때문이다. 별이 태어나는 분자 구름은 초신성 폭발이 일어나면서 중원소 함량이 점차 늘어나기 때문에, 한 항성 내의 중원소 함유량을 통해 그 별의 나이를 알 수 있다. 무거운 원소의 함량은 그 항성이 주위에 행성을 거느리고 있는가를 추측하는 지표이기도 하다.
지금까지 발견된 사례 중 가장 금속 함유량이 적은 별은 HE1327-2326으로 이 별의 중원소 함유비는 태양의 20만 분의 1에 불과하다. 반대로 사자자리 뮤의 중원소 함유율은 태양의 두 배에 이르며 행성을 거느린 허큘리스자리 14의 경우 중원소 비율이 세 배에 이른다. 크로뮴이나 희토류 원소와 같이 화학적 특이성을 보여 스펙트럼상 평범하지 않은 원소가 많이 함유된 경우도 존재한다.
항성 특징
지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 태양을 제외한 별은 지구에서 볼 때 지구 대기 때문에 깜빡거리면서 빛나는 점으로 보인다. 태양은 항성이지만 지구에서 매우 가깝기 때문에 원반 형태로 보이는 것이다. 태양을 빼면 그 다음으로 시지름이 큰 별은 황새치자리 R로 시지름은 고작 0.057초각에 불과하다.
별의 시지름은 대부분 지상에서 망원경을 이용하여 관찰하기에는 너무 작기 때문에 간섭계를 사용하여 크기를 측정한다. 간섭계 외에 항성 반지름을 재는 다른 방법으로 엄폐 현상을 이용하기도 한다. 달이 특정 항성을 가리거나 다시 드러내는 순간 항성의 밝기가 변화하는 수치를 정확히 측정하여 항성의 각지름을 계산할 수 있다. 쌍성계에서 한 별이 다른 별을 가리면서 광도가 변화하는 것을 통해 항성의 지름을 구하기도 한다.
별의 실제 반지름은 종류와 진화 단계에 따라 다양하다. 중성자별의 경우 고작 20~40킬로미터에 불과하며 오리온자리에 있는 베텔게우스와 같은 초거성의 경우 태양 반지름의 650배(9억 킬로미터)에 이른다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 희박하다.
항성 특징
태양에 대한 항성의 움직임을 통해 항성의 나이 및 탄생 장소, 가까운 은하의 구조 및 진화에 대한 지식을 얻을 수 있다.
시선 속도는 항성의 스펙트럼선을 이용한 도플러 효과로 구할 수 있으며 단위는 km/sec(초당 킬로미터)로 나타낸다. 고유 운동은 정밀 측성 장치로 값을 구하며 단위는 연간 밀리초각으로 나타낸다. 별의 시차가 주어지면 고유 운동을 속도로 변환할 수 있다. 고유 운동 값이 큰 별은 상대적으로 태양과 가까우며, 이들은 시차 측정이 쉬운 대상들이다.
고유 운동 및 시선 속도 값을 모두 알고 있다면 한 항성이 태양 또는 은하에 대하여 움직이는 우주 속도를 계산할 수 있다. 근처의 별 중 종족 I 항성은 대체로 늙은 종족 II 항성에 비해 운동 속도가 느린 것으로 관측되었다. 종족 II 항성은 은하면에 대하여 기울어진 타원 궤도를 그리면서 공전하는 것으로 밝혀졌다. 인접한 항성의 움직임을 비교하여 성협의 존재를 알게 되었다. 성협의 구성원은 큰 규모의 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어났으며 같은 고유 운동을 보인다.
항성 특징
별의 자기장은 내부의 대류 순환 작용을 통하여 발생한다. 다이너모 과정과 유사한 플라즈마 전도 작용을 통해 항성은 별 전체에 걸쳐서 자기장을 형성한다. 자기장의 세기는 별의 질량 및 화학적 조성에 따라 다르며 표면에서의 자기 활동량은 항성의 자전 속도에 따라 달라진다. 이와 같은 표면 활동을 통해 흑점이 생겨나며 이는 강한 자기장이 발생하는 지역으로 주변보다 온도가 낮다. 코로나 루프는 활성화된 표면 영역에서 코로나 영역으로 활 모양처럼 솟구쳐 오르는 자기장이다. 항성 플레어는 고에너지 입자들의 폭발로, 앞과 동일한 자기 활동 때문에 생겨나는 현상이다.
항성 특징
젊고 빠르게 자전하는 별은 자기장이 강하기 때문에 표면 활동도 더 활발한 성향이 있다. 자기장은 별의 항성풍에 영향을 끼치기도 하나, 별의 자전에 제동을 걸어 자전 주기를 서서히 느려지게 만들기도 한다. 따라서 태양처럼 비교적 긴 세월을 살아 온 항성의 경우 자전 속도는 매우 느리며 표면 활동량 역시 작다. 자전 속도가 느린 별의 표면 활동량은 주기적으로 변동을 보이는 성향이 있으며 일정 기간 항성 전체가 활동을 멈추기도 한다. 예를 들면 태양은 70년 주기로 거의 흑점 활동을 멈추는 기간이 있는데 이를 몬더 극소기로 부른다.
질량이 큰 별 중 하나로 꼽는 것은 용골자리 에타로 에타 별의 질량은 태양의 100~150배에 이르며, 수명은 매우 짧아서 수 백만 년 정도에 불과하다. 최근 아치스 성단을 연구한 결과 현 우주의 상태에서 항성 질량의 상한선은 태양의 150배로 추측하고 있다. 상한선이 왜 150배에서 멈추는지 원인은 완전히 규명되지 않았으나 에딩턴 한계가 그 원인 중 하나인 것으로 알려져 있다. 에딩턴 한계는 항성이 대기를 우주 공간으로 날려 보내지 않는 한도 내에서 가장 밝게 빛나는 한계점을 일컫는다.
항성 특징
빅뱅 이후 최초로 생겨난 별은 리튬보다 무거운 중원소가 거의 없었기 때문에 질량이 매우 컸으며 태양 질량의 약 300배에 이르는 별이 탄생했을 것으로 추측하고 있다. 그러나 이처럼 극도로 무거운 별(종족 III 항성)은 매우 빨리 죽었으며 현 시점에서는 이론상의 존재일 뿐이다.
2010년 7월 22일에 보도된 자료에 따르면 최근 발견되어 R136a1로 명명된 별은 현재 태양보다 265배 정도 무겁다고 관측되었으며 태어났을 당시에는 320배 정도 무거웠을 것으로 추정된다. 생성의 원인에 대해서는 아직 밝혀지지 않았다.
항성 특징
황새치자리 AB의 반성 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과하며, 이는 지금까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 하는 항성 중 가장 작은 존재이다. 태양과 중금속 함유량이 비슷한 별은 이론적으로 중심부에서 핵융합 작용을 일으켜 항성이 되기 위해서는 최소 목성 질량의 75배가 되어야 한다. 그런데 최근 아주 희미한 별들을 연구한 결과 금속 함유량이 매우 낮은 천체가 항성이 되기 위해서는 최소 태양 질량의 8.3퍼센트 또는 목성 질량의 87배가 되어야 하는 것으로 밝혀졌다. 질량이 가스 행성과 항성의 중간 정도 되어 핵융합 작용을 일으킬 상태가 되지 못하는 천체를 갈색 왜성으로 부른다.
항성의 반지름과 질량으로부터 표면 중력이 결정된다. 거성은 주계열성에 비하여 표면 중력이 매우 낮다. 반면 중성자별이나 백색 왜성은 막대한 중력을 지니고 있다. 표면 중력은 항성의 스펙트럼에도 영향을 끼치는데 중력값이 큰 항성에서는 흡수선의 폭이 넓어진다.
항성 특징
항성의 자전 주기는 분광학적인 측정법을 쓰거나 항성표면 흑점이 이동하는 속도를 측정함으로써 값을 구할 수 있다. 젊은 별의 적도 자전 속도는 초속 100킬로미터를 넘는다. 예를 들면 분광형 B의 청색 주계열성 아케르나르의 경우 적도 자전 속도는 초당 225킬로미터 이상에 이른다. 이 별은 자전 속도가 너무 빨라서 적도 쪽이 부풀어 오른 회전 타원체 모양이다. 만약 이 별이 조금 더 빠르게 자전해서 초당 300킬로미터에 이르면 별은 산산조각으로 찢겨 나갔을 것이다. 반대로 태양의 자전 주기는 25일~35일 정도로 적도에서의 공전 속도는 초당 1.994킬로미터에 불과하다. 항성이 생성하는 자기장 및 항성풍은 주계열 기간에 머무르는 동안 별의 자전 속도를 크게 낮춘다.
밀집성은 작은 질량까지 수축하기 때문에 매우 빨리 자전한다. 그러나 이들은 각운동량 보존 법칙(회전하는 천체가 수축하여 덩치가 줄어드는 만큼 회전 속도가 늘어나는 현상)에 따라 수치에 비해 상대적으로 느린 속도를 보인다. 항성 각운동량 중 많은 부분은 항성풍으로 질량을 잃는 과정에서 소실된다. 그럼에도 불구하고 펄사의 자전 속도는 매우 빠르다. 예를 들면 게 성운 중심부에 남은 게 성운 펄사는 초당 30번 회전한다. 펄사의 자전 속도는 복사 에너지 방출 때문에, 시간이 지날수록 천천히 느려질 것이다.
주계열 단계에 있는 항성의 온도는 중심핵에서 핵융합 작용을 하는 강도 및 반지름에 따라 결정되며 보통 색지수로 표시한다. 온도는 보통 유효 온도로 표시하며 이는 표면 전체에서 균일한 밝기의 복사 에너지를 방출하는 이론적 흑체의 온도이다. 유효 온도는 단지 대푯값일 뿐 실제 항성의 경우 중심핵에서 표면까지의 거리가 멀수록 실제 온도는 감소한다. 항성의 중심핵 부분의 온도는 수 백만 켈빈에 이른다.
항성의 온도에 따라 특정 원소가 이온화되거나 복사 에너지화되어 스펙트럼 상에 독특한 흡수선을 형성하게 된다. 항성의 표면 온도 및 절대 등급, 스펙트럼 흡수선에 따라 항성을 분류한다(#항성 분류 참고).
질량이 큰 주계열성은 표면 온도가 5만 켈빈에 이른다. 반면 태양과 같이 보통 크기의 항성은 표면 온도가 수 천 켈빈 정도이다. 적색 거성은 3,600켈빈 이하로 상대적으로 차갑지만 전체 표면적이 매우 크기 때문에 총체적 광도는 주계열성에 비해 상승한다.