글로벌 세계 대백과사전/컴퓨터·환경·첨단·지구과학/우주-지구-기상/우주의 신비/별자리

위키문헌 ― 우리 모두의 도서관.
둘러보기로 가기 검색하러 가기

별자리(항성)[편집]

恒星

하늘에 보이는 천체 중에서 태양과 달을 제외한 것을 전부 '별'이라고

총칭한다. 별은 또한 행성(혹성 또는 유성이라고도 한다)과 항성으로 나뉘는데, 행성이란 일정한 궤도를 따라 운행하는 별이고, 항성이란 존재하는 장소가 일정하여 변하지 않는 별을 말한다. 행성은 지구와 마찬가지로 태양의 주위를 공전하고 있으므로 지구에서 보면 복잡한 운동을 하고 있는 것처럼 보이며, 항성은 실제로는 운동을 하고 있으나 거리가 워낙 멀기 때문에 거의 정지(靜止)하고 있는 것처럼 보인다. 3000년 전부터 생각되었던 별자리(星座)의 모양이 현재도 거의 변함이 없다는 것은 별자리를 형성하는 항성의 거리가 매우 멀다는 증거이다.

또 항성은 스스로 발광(發光)하는 능력을 갖추고 있으며, 행성은 항성의 빛을 반사하여 빛나고 있는 데 지나지 않는다는 차이도 있다. 항성을 단지 별이라고 하는 일이 많은데, 이 책에서도 특별히 구별하지 않는 한 '별'을 항성의 뜻으로 사용한다.

하늘은 88개의 별자리로 나뉘고 있다. 별자리의 이름은 안드로메다자리·카시오페이아자리처럼 옛날의 신화·전설에서 딴 것과, 시계자리·현미경자리와 같이 중세 이후에 붙여진 것이 있다.

별자리의 생성[편집]

-生成

별자리의 태동은 오랜 옛날 바빌로니아에서 시작되었다. 그후 그리스에서는 여러 가지 신화나 전설 속의 인물·동물·도구 등을 밤하늘의 별에 비유하였다. 2세기 후반 프톨레마이오스는 그것을 실제로 별자리 그림으로 만들어 그로부터 18세기까지 출판된 별자리 그림에는 프톨레마이오스 별자리에 새로운 별자리가 잇따라 추가되었다.

현재는 지금까지 나온 별자리를 정리하여 별자리와 별자리의 경계를 명확히 정한 88개 별자리가 사용되고 있다.

별자리를 이루는 별들이 실제로는 우리가 보는 것처럼 배치되어 있는 것은 아니다. 예를 들어 겨울밤을 아름답게 수놓는 오리온자리를 살펴보자. 세 개의 별 δ(델타), ε(엡실론), ζ(제타)의 거리를 살펴보면, δ별의 거리는 1,500광년, ε별과 ζ별의 거리는 1,300광년이다. 한편 붉게 빛나는 1등성 베텔기우스(α별)는 500광년, 파랗게 빛나는 1등성 리겔(β별)은 700광년이다. 또한 오리온자리를 쫓아 나중에 떠오르는 시리우스는 거리가 불과 8.6광년이다.

그러나 지구에 사는 우리 눈으로 볼 때 거리의 차이는 거의 느낄 수 없으며, 모든 별이 무한히 멀리 떨어진 천구상에 늘어져 있는 것처럼 보여 아름다운 별자리와 그것을 장식하는 신화가 탄생하게 된 것이다. 달의 여신 아르테미스의 사랑을 받은 미남 사냥꾼 시리우스를 포함하는 큰개자리는 아르테미스의 애견에 비유되고 있으며, 칠월칠석의 전설에 나오는 직녀(베가)와 견우(알타이르)는 그리스 신화에서는 슬픈 악사 오르페우스의 거문고와 제우스신의 변신, 트로이 소년 가니메데를 채가는 큰 독수리로 비유되고 있다.

성도[편집]

星圖 star map

천구의 별, 성단, 성운, 은하계 등의 겉보기 위치를 나타낸 그림이나 사진으로서 천문도라고도 한다. 성도에는 별의 위치·밝기(등급)·특성이 나타나 있으므로, 천체를 찾아내고 확인하는 데 꼭 필요하다.

쌍성[편집]

雙星 binary star

서로 가까이 접해 있으면서 상대별에게서 벗어날수 없는 한 쌍의 별로 이중성이라고도 한다. 쌍성 중에는 망원경으로 볼 때 구분되는 안시쌍성(실시쌍성)과 망원경으로는 구분되지 않지만 스펙트럼 사진에 나타난 흡수선의 주기적 이동현상을 통해서 구별되는 분광쌍성이 있다. 두 개의 별은 서로 접근하고 있어 서로의 인력으로 궤도를 그리며 돌고 있다. 두 개의 별 가운데서 밝은 별을 주성이라 하고, 어두운 별을 반성이라고 한다.

알파별[편집]

alpha star

1920년에 국제천문학연맹이 창립되어, 1922년에 열린 로마 총회에서 별자리 88개를 채택했다. 이 때, 각 별자리를 이루고 있는 별 가운데 가장 밝은 별부터 어두운 별까지 순서대로 알파(α), 베타(β), 감마(γ), 델타(δ), … 등의 그리스 알파벳을 붙이기로 했다. 따라서 알파별은 별자리를이루고 있는 별 중 가장 밝은 것을 가리킨다.

백색왜성[편집]

白色矮星 white dwarf

백색왜성은 온도가 높아 희게 빛나지만 사실은 핵융합반응의 원료를 전부 써버렸기 때문에, 더 이상 에너지가 공급되지 않는다. 따라서 남아 있는 에너지가 완전히 없어지면, 차가운 검은 재로 변하게 된다. 백색왜성에서는 강한 중력 때문에 기체의 압력과 밀도가 매우 크다. 반 마넬별과 시리우스별의 동반성인 시리우스 B별이 백색왜성이다.

북극성[편집]

北極星 north star

북극성은 지축이 하늘을 뚫고 지나간다면 하늘에 닿는 점에서 1°범위 안에 있다. 따라서 다른 별들이 지구자전축을 중심으로 회전하는 것처럼 보이는 반면 북극성은 하늘에 고정된 것처럼 보인다. 그래서 북극성은 몇 세기 동안 바다를 항해할 때 길잡이 노릇을 했다. 지금의 북극성인 폴라리스는 2등급 별이다.

지축은 세차운동이라는 원운동을 하는데, 26,000년을 주기로 하늘에서 원을 그리며 돈다. 그러므로 이 세차운동에 따라 가장 가까이 있는 별이 일정 기간 북극성이 되는 것이다. 예를 들어 12,000년 뒤에는 지축이 거문고자리의 직녀성(베가)를 가리키게 되므로, 직녀성이 북극성이 된다. 약 22,000년 뒤에는 용자리의 투반이 북극성이 되고, 26,000년 뒤에는 폴라리스가 지금처럼 다시 북극성이 된다.

봄철의 별자리[편집]

봄철의 밤하늘을 상징하는 별은 아르크투루스이다. 아르크투루스는 북두칠성의 국자 끝의 구부러진 부분을 그대로 일곱 개의 별만큼 뻗친 곳에 있는 오렌지색 별이다. 목자자리의 α별로, 실시(實視) 등급이 -0.0등, K1형의 거성(巨星), 그리고 태양에서의 거리는 30광년이다.

북두칠성의 자루를 뻗쳐서 아르크투루스에서 좀더 남쪽으로 내려가면 처녀자리의 α별인 스피카가 나온다. 스피카는 투명한 푸른빛으로, 실시 등급 1.0등, B형이다. 스피카 동쪽에는 3등성인 β, η, γ, δ, ε가 직각을 이루고 있다. 처녀자리와 그 서쪽에 있는 천칭자리는 모두 황도상에 있다.

북두칠성[편집]

北斗七星

북극에서 약 30°의 위치에 있으며 국자 모양을 이루는 7개의 별로 큰곰자리의 일부이다. 국자의 물을 담는 그릇 부분은 큰곰자리에서 곰의 몸체가 되며, 손잡이는 긴 꼬리가 된다. 손잡이 부분의 끝에서 두 번째 별인 미자르는 쌍성이다. 우리나라에서 보면, 북두칠성은 북극성을 끼고 돌지만 지평선 밑으로 가라앉지 않는다. 이렇게 일주운동으로도 지평선 밑으로 사라지지 않는 별을 주극성(周極星)이라고 한다.

처녀자리[편집]

處女-

황도 12궁의 여섯 번째 별자리. 하늘에서 두 번째로 큰 별자리이다. 처녀자리에는 맨눈으로도 관측할 수 있는 쌍성인 아리크(Arich)가 있다. 처녀자리 부근에는 흐릿한 은하가 많이 있으며 태양은 9월 중순에서 11월 초까지 이 별자리를 지난다. 신화에서는 밀 이삭을 들고 있는 처녀로 묘사하고 있는데, 이는 수확을 상징한다. 이 별자리에서 가장 밝은 별인 스피카가 밀 이삭에 해당한다.

아르크투루스[편집]

Arcturus

목자자리 알파별로 밤하늘에서 네 번째로 밝다. 지구에서 36광년 떨어져 있고, 5km/sec로 지구를 향해 움직인다. 적색거성에 속하며, 지름은 태양의 28배 정도이다. 겉보기등급이 -0.06으로 태양보다 약 100배 정도 더 밝다. 태양에 비해 온도가 낮기 때문에 붉은빛을 띤 오렌지색으로 보인다. 표면온도는 약 4000℃로 태양의 2/3 정도에 지나지 않는다.

천칭자리[편집]

天秤-

황도 12궁의 일곱 번째 별자리로 남반구의 밤하늘에서 처녀자리와 전갈자리 사이에 있다. 이 별자리에서 가장 두드러진 별은 식쌍성(이중성)인 천칭자리 델타별이다. 이 별은 2.33일을 주기로 밝기가 변한다. 천칭자리 알파별은 남쪽의 집게발이라고도 하는데, 이 별은 쌍안경으로 관측할 수 있는 청백색의 쌍성이다.

사자자리와 게자리[편집]

봄철의 새벽 밤하늘 처녀자리의 서쪽 중천 높은 곳에 사자자리가 가로놓여 있다. 이 별자리는 사자를 연상시키는 모양을 하고 있으며, α별 레굴루스가 앞다리에 해당된다. 실시 등급 1.3등, B7형의 푸른빛으로, 정확히 황도상에 위치한다. 2등성 γ를 비롯하여 3등성, 4등성으로 머리를 만들며, 동체 끝에는 2.1등의 데네보라가 있다.

아르크투루스, 스피카, 데네보라를 연결하여 만드는 거대한 삼각형을 봄의 대삼각형이라 부른다.

또 사자자리의 서쪽, 황도상에 게자리가 있다. 눈에 띄는 별이 없는 작은 별자리이지만 그 안에 있는 산개 성단 프리세페는 육안으로도 희미하게 보인다. 사자자리 북쪽에 있는 작은사자자리도 그다지 눈에 띄지 않는 별자리이다. 목자자리 서쪽에 머리털자리가 남쪽, 사냥개자리가 북쪽에 있다. 둘다 밝은 별이 없는 별자리이지만 주위 일대는 은하계 밖의 은하의 집이라고 불릴 정도로 많은 은하가 밀집해 있다. 게자리의 북쪽에 있는 커다란 살쾡이자리도 실제로는 식별하기가 대단히 어려운 별자리이다.

바다뱀자리[편집]

사자자리 남쪽에는 동서로 100°이상이나 뻗쳐 있는 바다뱀자리가 있다. 주성(主星)은 레굴루스 남서쪽에 있는 2등성 알파드이다. 바다뱀자리와 사자자리, 처녀자리 사이에는 작은 별자리인 육분의자리, 컵자리, 까마귀자리가 있다. 이 가운데서 까마귀자리의 β, γ, δ, ε의 4개의 3등성이 만드는 일그러진 사변형은 스피카 남서쪽에서 쉽게 찾아볼 수 있다.

큰곰자리[편집]

이 별자리의 α에서 η까지의 일곱 개의 별이 북두칠성이다. α와 β의 간격은 약 5°4′, α와 북극의 간격은 28°1′, 따라서 β, α의 간격의 눈어림으로 약 5배한 정도가 북극이다. 일곱 개의 별 끝에서 두 번째에 있는 별 ζ는 미자르라고도 불리는 2등성으로, 바로 옆에 알골이라 불리는 5등성이 붙어 있다. 이것은 겉보기 이중성(二重星)으로 잘 알려져 있다. 그러나 망원경으로 보면 미자르 옆에 녹색 4등성이 나란히 있으며 더 나아가 스펙트럼을 조사하면 미자르 자체가 분광(分光) 연성임을 알 수 있다.

미자르[편집]

Mizar

큰곰자리의 제타별. 북두칠성의 손잡이 끝에서 두 번째에 있는 별이다. 망원경으로 보면 2.4등급의 A별과 3.9등급의 B별로 분리된 안시쌍성이다. 두 별 사이의 거리는 약 400천문단위(AU)이며, 공전주기는 몇 천 년에 이를 것으로 보인다.

여름철의 별자리[편집]

백조자리와 독수리자리[편집]

동쪽으로 낮게 백조자리와 독수리자리가 있다. 백조자리의 α별 데네브는 1.3등의 A2형으로, 태양에서의 거리가 1800광년이나 된다. 백조자리의 남쪽에 있는 여우자리, 화살자리, 돌고래자리를 사이에 두고 독수리자리가 있다. 남북으로 3등성을 둔 α성 알타이르는 중국이나 우리 나라에서는 견우성으로 알려져 있는 별로, 0.8등, A7형 별이다.

데네브[편집]

Deneb

백조자리에서 가장 밝은 별로 백조자리 알파별이라고도 한다. 이 별은 밤하늘에서 맨눈으로 볼 수 있는 밝은 별 가운데 하나로, 등급은 1.26이다. 태양보다 6만 배나 더 밝지만, 지구에서 1600광년이나 떨어져 있어 희미하게 보인다. 데네브의 표면온도는 10,000℃ 이상이기 때문에, 청백색으로 보인다. 이 별은 초기성으로, 지름이 태양의 약 70배이다.

견우성[편집]

牽牛星 Altair

여름 동안 은하수에 접해 나타나는 독수리자리의 알파별로 알타이르라고도 한다. 겉보기등급은 0.8이다.이 별은 은하수 너머에 있는 거문고자리의 알파별인 베가와 함께, 견우성과 직녀성이라는 이름으로 옛날부터 우리에게 잘 알려져 있다. 해마다 음력 7월 7일이 되면 은하수에 걸리는 오작교를 건너 서로 만난다는 전설로 유명하다.

거문고자리[편집]

데네브, 알타이르와 함께 장대한 여름철의 대삼각형을 이루는 것이 거문고자리의 α별 베가이다. 0.0등, A0형인 투명한 빛은 직녀성으로 안성마춤이다. 베가는 은하수 서쪽 강가에, 알타이르는 동쪽 강가에 마주보고 있으며, 데네브는 은하수 한가운데에 있다. 견우와 직녀 이야기는 옥황상제의 딸 직녀가 일년에 단 한번 허락을 받아 7월 7일 밤에 은하수를 건너 맞은편에 사는 남편 견우를 만나러 간다는 슬픈 내용을 담은 중국의 전설로 유명하다. 베가 동쪽에 있는 ε별은 쌍안경으로도 분해가 가능한 연성이다.

직녀성[편집]

織女星 Vega

북반구의 별자리인 거문고자리에서 가장 밝은 별로서 거문고자리 알파별로 베가라고도 한다. 매우 뜨겁기 때문에 청백색으로 보이며, 표면 온도는 10,000℃ 정도이다. 지구에서 26광년 정도 떨어져 있다.

헤르쿨레스자리와 왕관자리[편집]

Hercules-王冠-

거문고자리 서쪽에 헤르쿨레스자리가 있다. 3등성, 4등성으로 이루어진 그다지 눈에 띄지 않는 별자리로, 이 가운데 η별과 ζ별의 중간, η별 가까이에 유명한 구상(球狀) 성단 M13이 희미하게 보인다. 헤르쿨레스자리의 서쪽에 있는 왕관자리는 일곱 개의 별이 반원형으로 늘어져 있으며, 마치 보석을 뿌려놓은 왕관을 연상케 하는 별로, 눈에 잘 띄는 별자리이다.

뱀주인자리와 뱀자리[편집]

헤르쿨레스자리 남쪽에 뱀주인자리가 있다. 가장 북쪽에 있는 α별은 2.1등성, 그 밖에는 3등성 이하의 별로 이루어진 커다란 별자리로, 뱀자리는 이 뱀주인의 조종대로 움직이는 뱀으로 머리부분은 서쪽, 꼬리부분은 동쪽의 뱀주인자리에 양단되어 있는 특이한 별자리이다.

전갈자리와 궁수자리[편집]

뱀주인자리 남쪽에 전갈자리가 낮고 길게 가로놓여 있다. 독이 있는 발톱을 세우고 꼬리를 바짝 든 모양이 영락없는 전갈이다. 주성 안타레스는 그 심장부로, M1형 진홍색 거성으로, 반지름이 태양 반지름의 230배나 된다. 극대 등급 1.0등의 연성이다. 궁수자리는 전갈자리의 서쪽에 있는 별자리로, 북두칠성을 눌러놓은 듯한 모양을 하고 있어서 금방 눈에 띈다. 전갈자리, 궁수자리는 모두 황도상에 있다. 태양계에서 본 경우 우리 은하계의 중심 방향은 이 궁수자리의 서쪽 끝 부근이다. 그렇기 때문에 이 별자리에는 은하계에 속하는 가스성운이나 성단이 매우 풍부하다. 유명한 궁수자리 삼렬성운 등이 대표적이다.

안타레스[편집]

Antares

전갈자리에서 가장 밝은 알파별로서 매우 크고, 적색초거성에 속한다. 지름은 태양의 약 630배나 되지만, 온도가 훨씬 낮기 때문에 붉게 보인다. 표면 온도는 태양의 1/2 정도밖에 되지 않는다. 변광성으로 겉보기 등급 1등급의 별이다. 또 안타레스는 쌍성으로 작고 뜨거운 동반성을 가지고 있다. 이 동반성은 안타레스 주위를 공전하며, 안타레스 표면에서 빠져나온 가스 속에서 궤도를 따라 돌고 있다. 지구에서 400광년 이상 떨어져 있으며, 6월 말에서 7월 말까지 가장 잘 보인다.

여름철의 은하수[편집]

-銀河水

남쪽의 전갈자리, 궁수자리를 시작으로 북쪽으로 올라가 독수리자리, 화살자리, 돌고래자리, 여우자리, 백조자리에 이어지며, 나아가 도마뱀자리, 케페우스자리, 카시오페이아자리로 연결되는 여름철 밤하늘은 하염없이 쳐다보아도 질리지 않는 웅대한 흐름을 형성하고 있다. 혹시 망원경이라도 있으면 셀 수 없을 정도로 많은 성운이나 성단의 모습에 더 한층 매혹될 것이다.

가을철의 별자리[편집]

페가수스자리와 안드로메다자리[편집]

Pegasus-Andromeda가을철 하늘의 중심은 금방 눈에 띄는 페가수스의 큰 사변형이다. 그것은 힘차게 날개짓하며 하늘을 나는 천마의 상징이다. 이것은 페가수스자리의 α, β, γ별과 옆의 안드로메다자리의 α별로 이루어진 사변형이다. α, β를 잇는 변은 적경(赤經) 23h선에 평행하며, γ와 안드로메다자리의 α별을 잇는 변은 Oh선에 거의 가까운 이 두 변을 북쪽으로 뻗치면 북극에서 교차한다. α별은 2.1등, B형의 푸른빛을 띤 거성이고, 그에 비해 β별은 2.1등, M형의 붉은 거성, γ별은 합성 등급이 2.2등인 황금색과 노란색 별이 이어져 있는 이중성이다. 안드로메다자리는 α별에서 동북쪽으로 뻗은 거성이다. 유명한 안드로메다 은하는 달이 없는 밤에는 육안으로도 희미하게 볼 수 있는 유일한 은하로, μ(무)성의 북쪽에 있다. 광대한 페가수스자리의 서쪽 구석에는 작은곰자리가 있으며, 그 북쪽에는 도마뱀자리가 있는데 모두 식별하기가 어렵다.

가을철의 황도 별자리[편집]

-黃道-

궁수자리의 동쪽으로 염소자리, 그 동쪽으로 물병자리, 황소자리, 양자리가 황도상에 연이어져 있다. 모두 밝은 별이 없는 눈에 띄지 않는 별자리뿐이다. 현재의 춘분점은 황소자리에 있지만 기원전 150년경의 그리스 시대에 히파르쿠스가 세차(歲差) 현상을 발견했을 당시에는 양자리에 있었다. 이 별자리의 기호는 구부러진 뿔을 가진 목양의 얼굴 정면을 본 모양으로, 그리스 문자 γ와 비슷하다는 데서 춘분점을 γ점으로 부르게 되었다. 또한 같은 이유로 춘분점을 양자리의 출발점으로 부르는 경우도 있다.

남쪽 황소자리와 고래자리[편집]

페가수스 사변형의 β와 α를 잇는 변을 멀리 남쪽으로 뻗치면 황소자리와 물병자리를 거쳐 남쪽 황소자리의 푸르게 빛나는 α별 포말하우트에 이른다. 이 별은 가을철 북쪽 하늘의 유일한 1등성(1.2등, A3형)인데, 매우 낮은 위치에 있기 때문에 놓칠 우려가 있다. 페가수스 사변형 동쪽의 남북으로 뻗은 변을 남쪽으로 뻗치면 황소자리를 거쳐 고래자리의 β별(2.0등)에 도달한다. 고래자리는 이 부근에서 훨씬 동쪽으로 양자리 남쪽까지 차지하는 커다란 별자리로, β별에서 순서대로 더듬어 가면 2.5등의 α별에 이르게 된다. 유명한 장주기 변광성 ο(오미크론)성은 β와 α의 중간, 거의 α별 가까이에 있는 붉은별이다. 이 별은 미라로 불리며, 주기가 332일로 최대 2.0등에서 최소 10.1등까지 크게 변광한다. 그 반지름은 태양 반지름의 440배나 되는 초(超)거성이다.

미라[편집]

Mira

고래자리의 오미크론(ο)별. 적색거성으로 변광성이다. 최고로 밝아질 때는 가장 희미할 때보다 100배나 밝다. 미라의 질량은 태양과 거의 비슷하나 크기는 훨씬 크다. 지구에서 약 270광년 떨어진 곳에 있다.

삼각형자리[편집]

三角形-

안드로메다자리와 양자리 중간에 자리한 작은 별자리이다. 이 안에는 안드로메다 은하와 함께 우리 은하계에 가장 가까운 은하 M33이 있다.

페르세우스자리[편집]

Perseus-

안드로메다자리 동쪽, 은하수 한가운데에 페르세우스자리가 있다. 그다지 밝은 별은 아니지만 β별 알골은 유명한 식연성(蝕連星)으로, 거의 크기가 같은 두 개의 항성이 공통 중심 주위를 공전하여 식(蝕)을 일으키고 있기 때문에 다른 빛으로 보인다. 최대 2.1등에서 최소 3.4등까지 변화한다. 이 별자리의 서북쪽 구석에 유명한 이중 산개 성단이 있으며, 작은 망원경으로도 확인할 수 있다.

알골[편집]

Algol

페르세우스자리에서 두 번째로 밝은 별로 페르세우스자리 베타별이라고도 한다. 하나의 별로 보이지만 실제로는 식쌍성으로 서로의 주위를 돌면서 하나가 주기적으로 상대별이 내는 빛을 가린다. 이런 작용 때문에 지구에서 보면 쌍성의 밝기가 줄어들어 보인다. 두 별의 중심부 사이 거리는 약 1,100만 km이다. 한 별은 표면온도가 약 12,000℃에 이르지만, 상대별은 그보다 어두운 표면온도도 1/3밖에 되지 않는다. 지구에서 약 100광년 정도 떨어진 곳에 있다.

카시오페이아자리[편집]

Cassiopeia-

안드로메다자리와 페르세우스자리에서 북극 근처에 W자 모양의 카시오페이아자리가 눈에 띈다. 왼쪽부터 ε, δ, γ, α, β의 각 별이 극을 향해 형성하는 약간 찌그러진 W자형이다. α별은 2.2등, β별은 2.3등, γ별은 1.6등에서 3.0등까지 변하는 변광성, δ별은 2.7등, ε별만이 4등성으로 어둡다.

염소자리[편집]

가을철 남쪽 하늘의 어두운 별자리. 황도 12궁의 열 번째 별자리로, 염소의 몸과 물고기의 고리를 가진 신화적인 동물을 상징한다. 별들의 위치가 특별한 모양을 이룬 것은 아니지만, 주위에 눈에 띄는 다른 별이 없어 이 별자리를 찾기는 어렵지 않다. 염소의 머리를 이루는 알파별과 베타별은 모두 이중성으로, 두 별 모두 주위를 공전하는 동반성을 가지고 있다. 태양은 1월 말부터 2월 중순까지 이 별자리를 지난다.

양자리[편집]

羊-

황도 12궁의 첫번째 별자리로 양의 모양을 하고 있다. 안드로메다자리의 남쪽에 있으며 알파별인 하말은 주황색이며 맨눈으로도 볼 수 있고, 베타별은 전형적인 이중성이다. 태양은 4월 말부터 5월 중순까지 이 별자리를 지난다.

겨울철의 별자리[편집]

황소자리[편집]

겨울철 밤하늘의 주인공은 단연 황소자리의 플레이아데스 성단이다. 육안으로도 최소한 여섯 개는 확인할 수 있으며, 눈이 좋은 사람은 20개도 볼 수 있다. 플레이아데스 성단은 실제로는 약 120개 정도의 별과 가스로 이루어진 젊은 성단이다.

플레이아데스 성단에 이어 히아데스 성단이 떠오른다. 이 성단 안에 α별 알데바란이 있다. 이 별은 0.8등, K5형의 오렌지색 거성으로, 사실은 성단에 속해 있지 않다. 알데바란까지의 거리가 60광년임에 비해 히아데스 성단은 149광년으로, 2배 이상 먼 거리에 있다. 이 별자리 동쪽 끝의 3등성 ζ 근처에 게성운이 있다. 1054년에 출현한 초신성(超新星)의 흔적으로, 강한 전파원(源)이며 그 안에 펠사가 포함되어 있다.

쌍둥이자리[편집]

황소자리 동쪽에 있는 쌍둥이자리는 α별이 카스토르인데 1.9등과 2.9등 모두 A형 연성이며, β별은 폴룩스라는 이름의 1.1등의 K0형 별로, α별과 β별이 나란히 빛나는 모습은 쌍둥이 이름에 걸맞다. 카스토르는 45광년 떨어진 곳에 있어 맨눈으로 보면 한 개의 청백색 별로 보이지만, 실제로는 6개의 별로 이루어져 있다. 해마다 12월 14일경에는 밤하늘에서 매우 밝고 많은 유성이 떨어지는 쌍둥이자리유성군을 카스토르 부근의 한 지점에서 볼 수 있다.

폴룩스[편집]

Pollux

쌍둥이자리의 베타별. 처음에는 폴룩스가 쌍둥이자리에서 두 번째로 밝아 베타별로 기록되었으나, 세월이 흐르면서 알파별인 카스토르보다 더 밝아졌다. 겉보기등급은 1.1등급이며, 분광형은 KO형이다. 지구에서 35광년 거리에 있으며, 3월 초에 남중한다.

오리온자리[편집]

Orion-

겨울철 밤하늘의 대표는 뭐니뭐니해도 오리온자리의 세 별이다. 위에서부터 δ, ε, ζ별로서 각각 2.2등, 1.7등, 1.8등으로 밝다. 이들 세 별을 에워싸는 붉은 α별 베텔기우스(0.4등에서 1.3등까지의 변광성), 왼쪽으로 비스듬히 위쪽에 푸른 γ별 베라트릭스(1.6등), 오른쪽 옆으로 푸른빛의 β별 리겔(0.1등), 오른쪽으로 비스듬히 아래쪽에 역시 푸른빛의 χ별(2.1등)의 네 별이 그리는 사변형은 무척 화려하다. 세 별의 바로 오른쪽 밑에는 육안으로도 빛의 확산을 볼 수 있는 오리온 대성운이 있으며, 태양계에서의 거리는 약 1,500광년, 실제 크기는 지름이 30광년이나 되는 거대한 성간(星間) 물질 덩어리이다.

큰개자리와 작은개자리[편집]

오리온자리의 세 별을 그대로 남쪽으로 뻗치면 큰개자리의 α별 시리우스에 이르게 된다. 이 별은 -1.5등의 A1형으로, 하늘에 뜨는 별 가운데 가장 밝은 별이다. 중국에서는 이 별을 천랑(天狼)이라고 불렀다. 또 이집트에서는 이 별과 태양이 나란히 지평선에서 떠오르는 날을 기록하여 1년의 길이를 정했다. 오리온의 벨라트릭스, 베텔기우스를 연결하여 동쪽으로 뻗치면 작은개자리의 노란색 α별 프로키온에 이른다. 이 별은 0.4등의 F5형인 거성이다. 그 바로 옆에 3등성인 β별이 붙어 있다.

시리우스[편집]

Sirius

밤하늘에서 가장 밝은 별로 천랑성(天狼星)이라고도 한다. 크기는 태양과 비슷하지만, 30배 이상 많은 빛을 내는 -1.5등급의 별이다. 큰개자리의 알파별로 지구에서 약 9광년 떨어진 곳에 있다. 또한 동반성인 시리우스B별을 가진 쌍성이다. 시리우스B별은 지구와 크기는 비슷하지만, 밀도가 매우 높은 백색왜성이다. 시리우스B별은 시리우스를 아주 강한 중력으로 끌어당기고 있다. 따라서 시리우스는 강력한 중력 때문에 우주공간을 이동할 때 흔들린다.

프로키온[편집]

Procyon

작은개자리의 알파별로 큰개자리의 시리우스, 오리온자리의 베텔기우스와 함께 '겨울의 대삼각형'을 이루는 밝은 별이다. 시리우스와 같이 백색왜성을 동반성으로 지닌 쌍성이다. 겉보기등급기 0.4, 분광형은 F5형이다. 지구에서 약 11광년 떨어진 거리에 있다.

마차부자리[편집]

오리온자리 북쪽에 마차부자리가 있다. α별 카펠라와 β, θ(세타), ι(이오타), 그리고 황소자리의 북쪽 끝에 떨어진 β별의 다섯 개의 별이 만드는 오변형은 눈에 잘 띈다. 카펠라는 0.6등과 1.1등의 실시 연성으로, 주황색 빛이 우리의 눈을 끈다. 주기는 0.285년이다. 바로 옆에 있는 ε성은 극대 등급 2.94등, 주기 9,892일의 식연성으로, 반성(伴星)이 대단히 큰 초거성이다. 마차부자리 북쪽에 어두운 별만 있는 것이 살쾡이자리이다.

용골자리[편집]

오리온자리와 작은개자리 사이에 있는 일각수자리는 밝은 별이 거의 없고, 오리온자리 남쪽에 있는 토끼자리도 밝은 별이 없는 작은 별자리이다. 큰개자리 남쪽의 비둘기자리와 고물자리 등도 눈에 띄는 별이 거의 없다. 고물자리 남쪽의 용골자리의 α별 카노프스는 시리우스 정남향에 있으며, -0.7등인 시리우스에 이어 하늘에서 두 번째로 밝은 광휘성(光輝星)이다. 중국에서는 수로인(壽老人)이라 하여 이 별을 보면 장수한다고 믿었다.

북극 부근의 별자리[편집]

작은곰자리[편집]

북극을 점유하고 있는 작은곰자리의 α별이 북극성 폴라리스이다. 이 별은 2.0등, F7형의 약간 노란빛을 띤 별로, 주기가 불규칙한 분광 연성이다. 작은곰자리는 폴라리스를 맨 끝으로 하여, 북두칠성과 방향이 반대인 작은 국자 모양을 이루고 있다. 큰곰자리와 함께 1년 내내 북반구에서 볼 수 있다. 겨울에는 작은곰자리가 큰곰자리의 왼쪽에 있다. 작은 곰의 꼬리는 위로 향해 있고, 큰곰은 반대로 아래를 향하고 있다. 여름에는 이들 별자리의 위치는 반대가 된다. 작은곰자리에서 북극성이 있어 작은 국자의 손잡이 끝을 이루고 있다.

큰곰자리[편집]

긴 대가 있는 국자모양을 이루는 별들이 있어 큰 국자라고 하며 우리나라에서는 북두칠성이라고 한다. 알파별인 두브헤와 베타별인 메라크가 북두칠성의 앞부분을 이루며 북극성을 가리키고 있다. 컵 모양을 이루는 알파별과 베타별 등 네 별이 큰곰자리의 뒷부분이 된다. 손잡이 쪽에 있는 세 별은 꼬리를 이루고, 다른 어두운 별들은 머리와 다리 부분을 이룬다. 손잡이의 휘어진 부분에 있는 제타별인 미자르는 쌍성이다.

용자리와 기린자리[편집]

작은곰자리와 큰곰자리 사이를 가르며 길다란 용자리가 뻗어 있다. 밝은 별은 없지만 성도(星圖)를 대조하면서 그 긴 몸을 찾아보는 것은 매우 쉬운 일이다. 기린자리는 북극을 사이에 두고 용자리와 정반대쪽에 있는 커다란 별자리로, 어두운 별만 있기 때문에 실제로는 식별하기가 무척 어렵다.

케페우스자리[편집]

Cepeus

용자리와 기린자리 사이에 있는 케페우스자리의 표지는 3등성 5개가 형성하는 오변형이다. δ별은 3.5등에서 4.4등까지 사이를 5.366일로 변광하는 별로, 독특한 변광 곡선을 갖고 있으며 맥동(脈動) 변광성의 대표라고 할 수 있다. 일반적으로 이런 종류의 변광성을 세파이드라고 부르는 것은 그 때문이다.

물병자리[편집]

-甁- Aquarius

황도 12궁의 열한 번째 별자리로 북쪽에는 페가수스자리의 사각형이, 남쪽에는 포말하우트별이 있다. 이 별자리에 있는 밝은 별로는 알파별인 사달멜리크와 베타별인 사달수드 등이다. 이 외에도 전형적인 백색 근접쌍성인 제타별이 있다.

물고기자리[편집]

Pisces

북반구에 있는 황도 12궁의 열두 번째 별자리. 이 별자리는 꼬리가 끈에 묶여 있는 물고기 두 마리의 모양이다. 이 끈의 매듭 부분에는 물고기자리 알파별이 있다. 물고기자리에는 어두운 별들이 끈처럼 길게 이루어져 있어 밤하늘에서 눈에 잘 띄지 않는다. 태양은 3월 중순에서 4월 중순 사이에 이 별자리를 지난다.

포말하우트[편집]

Fomalhaut

남쪽물고기자리의 알파별. 이 별 주변에는 밝은 별이 없어 혼자 빛나고 있는 것처럼 보인다. 겉보기등급은 1.2등급이며, 분광형이 A3인 주계열성이다. 지구에서의 거리는 약 22광년이다.

북극의 이동[편집]

北極-移動

폴라리스는 북극에서 약 1°가량 빗나가 있다. 1°라고 하면 보름달이 두 개 들어갈 수 있는 간격인데, 육안으로 그 일주운동을 분간하기란 쉽지 않다.

그런데 북극은 천구에 고정되어 있는 점이 아니라 천구에 대하여 조금씩 위치를 바꾸어, 주기 25,800년에 황도 경사 ε을 반지름으로 하는 작은 원을 그린다. 북극은 앞으로 조금씩 폴라리스에 근접했다가 이윽고 떨어져 나가 케페우스자리, 백조자리를 지나 서기 14,000년 무렵에는 거문고자리의 베가가 북극성이 된다. 그러고 나서 헤르쿨레스자리, 용자리를 거쳐 작은곰자리로 돌아온다. 그러므로 천구의 적도도 천구상을 움직여 춘분점도 빗나가게 된다.

따라서 항성의 좌표가 변해가게 됨으로써 마치 항성이 천구상을 이동하는 것처럼 보인다.

남극 부근의 별자리[편집]

남십자자리[편집]

南十字- Crux

밝은 별 네 개가 십자 모양을 이루고 있다. 남십자자리에서 남쪽에 있는 별이 1등급이다. 동쪽과 북쪽에 있는 별은 2등급이고, 서쪽에 있는 별은 3등급이다. 남십자자리의 위쪽과 아래쪽에 있는 두 별을 이어서 계속 내려오면 천구의 남극을 지나게 된다. 남십자자리는 남쪽에 치우쳐 뜨기 때문에 북반구에서는 볼 수 없다. 지구의 세차운동으로 서서히 남쪽으로 이동하고 있다.

센타우루스자리[편집]

Centaurus

이 별자리의 남쪽 끝은 은하수 안으로 뻗어 있으며, 중앙에서는 알파별과 베타별이 반짝인다. 그 서쪽에 남십자별이 있다. 알파별은 분광형이 G2인 별과 분광형이 K5인 별로 이루어진 안시쌍성이며, 궤도 주기는 80.089년이다. 연주시차는 0.75초(″)이고 거리는 4.3광년이다. 이 별의 동반성인 프록시마는 시차가 0.762″로, 거리로 환산하면 4.28광년이다. 이는 지금까지 알려진 별 중에서는 태양계와 가장 가까운 별이다.

센타우루스자리 알파별[편집]

Centaurus-α-

센타우루스자리에 있는 다중성이다. 세 개의 별로 이루어져 있으며 겉보기 등급은 A별이 0.33이고, B별은 1.70이며, 세 번째 별인 프록시마는 11.3이다. 이 별은 23km/sec 정도의 속도로 태양계와 가까워지고 있다. 남반구에서만 관측이 가능하며, 지구에서 4.3광년 떨어진 곳에 있다.

항성의 위치 변동의 요인[편집]

恒星-位置變動-要因

항성(별)은 천구에 단단히 부착되어 있는 점이라고 생각해 왔으나, 실제로는 여러 가지 원인에 의해 위치를 바꾸고 있다.

시차와 광행차[편집]

視差-光行差

지구의 공전으로 인해 시차와 광행차라는 두 가지 현상이 일어나 항성은 1년을 주기로 천구상에서 위치를 바꾼다. 시차는 대부분의 별에 대해 고려할 만큼의 차이가 없다. 그러나 광행차는 모든 별이 최대 20″라는 큰 변동을 한다. 지구의 공전만이 아니라 자전 속도에 의해서도 광행차가 생긴다. 이것으로 인해 항성에 하루 주기의 이동이 나타날 수 있다.

고유 운동[편집]

固有運動

항성은 모두 공간 운동을 하고 있다. 이 때문에 태양과 항성을 잇는 직선(시선)에 대해 직각 방향의 운동은 천구상의 위치 변동이 되어 나타난다. 이것을 고유운동이라 한다. 대부분의 별은 1년 동안 변동이 1″이하인 정도로 작지만, 주기성이 없기 때문에 연대가 지남에 따라 누적되어 큰 변동을 한다.

세차[편집]

歲差

하늘의 북극은 2만 5,800년이라는 오랜 주기로 천구에 대해 움직여 간다. 그로 인해 적도와 춘분점도 움직인다. 별의 위치는 적도와 춘분점을 기준으로 재기 때문에 항성이 천구에 고정되어 있어도 그 위치는 시시각각 변하게 된다. 이 세차 운동은 주기가 매우 길기 때문에 현재를 중심으로 전후 수백 년 정도를 문제로 하면 주기 운동을 하고 있다기보다 일방통행으로 운동을 하고 있다고 이해하는 편이 빠를 것이다. 이와 같은 적도와 춘분점의 운동을 세차라고 한다. 춘분점의 세차는 1년 간 약 50″이다.

장동[편집]

章動

그런데 극의 세차 운동에는 2만 5,800년의 장주기 운동 외에 훨씬 짧은 주기의 떨리는 듯한 운동이 더해진다. 이 때문에 적도와 춘분점에도 이 진동이 나타난다. 이것을 장동이라 한다. 장동의 주기는 긴 것은 18.6년이나 되며, 짧은 것은 며칠에서 하루 이하인 것까지 다양한 진동으로, 그 크기는 최대 9″ 정도이다.

대기차[편집]

大氣差

천체에서 지표에 오는 빛은 지구 대기층을 통과해서 오기 때문에 대기에 의한 빛은 굴절한다. 지표에서 보는 겉보기 방향은 진짜 별이 있는 방향이 아니다. 이 차를 대기차라고 한다.

단 빛이 천정에 있을 때만은 대기차가 없다. 대기차는 천정 거리가 커짐에 따라 커지며, 지평선 위에서는 35′나 된다. 일출이나 일몰 때 태양이 원이 아니라 타원형이나 일그러진 형태로 보이는 것은 대기차 때문이다.

별의 이름[편집]

星-名稱

직녀성(織女星, 서양이름 Vega)과 같이 고대로부터 고유명을 가지는 별도 있지만, 대부분의 별은 그리스어의 알파벳을 사용하여 무슨 자리의 α별, β별, γ별…이라고 부른다. 또 각 별자리마다 적경의 순서로(밝기에는 관계없이) 무슨 자리의 1번, 2번, 3번…이라고 부르는 식도 있다. 더 어두운 별은 항성 카탈로그에 기재되어 있는 번호로 부른다.

대략 10등성(等星)까지, 전천에서 약 80만의 별이 이런 이름을 가지고 있다. 더욱 어두운 별은 특별한 경우 외에는 이름을 갖지 않는 것이 보통이다.

별의 밝기[편집]

星-明度

별의 겉보기의 밝기를 등급이라는 척도로 나타낸다. 육안으로 밝게 보이는 별은 0등성·1등성 등이고, 등급의 숫자가 클수록 어둡다.

태양은 별에 비하면 뛰어나게 밝아 -27등급, 보름달(滿月)은 -12등급이다. 대략 6등급의 별은 육안으로 보이는 한계이다(〔그림〕-1).

별의 등급을 측정하는 데는 천체망원경의 초점으로 사진 또는 광전관(光電管)을 사용하는데, 그 측정장치가 어떤 색(빛의 파장)의 빛을 감지(感知)하는가에 따라 황색등급이니 청색등급이니 등의 구별이 생긴다. 황색등급은 가장 사람의 눈과 비슷한 감도(感度)를 가지고 있으므로 실시등급(實視等級)이라고도 불린다.

그 밖에 특수한 목적에는 적외선 등급이니 자외선 등급같은 것을 사용한다.

별의 색[편집]

星-色

별의 색에는 푸르스름한 것, 노란 것, 빨간 것 등 여러 종류가 있는데, 이것을 양적(量的)으로 나타내기 위하여 청색등급과 황색등급과의 차를 사용한다. 이것을 색지수(色指數)라 부른다. 푸르스름하게 보이는 별의 색지수는 마이너스이고, 노랑 내지 빨강으로 보이는 별의 색지수는 플러스이다.

별의 색은 별의 표면온도에 의해서 좌우된다. 푸르스름한 별은 1만도 이상, 빨간 별은 300℃ 정도로 생각된다.

별의 수[편집]

(星-數) 다음 표는 겉보기의 황색(실시)등급에 따라 구분한 별의 총수(한국에서는 보이지 않는 南天의 별도 포함)의 추정치이다.망원경을 사용하지 않고 육안만으로 보이는 별은 대략 6등까지이나, 시가지에서는 하늘이 밝기 때문에 2등 또는 1등까지밖에 보이지 않는다. 어두운 밤에 구경 10cm 정도의 망원경을 사용하면 약 11등까지, 구경 20cm이면 약 13등까지를 볼 수 있다.

등 급

총 수

등 급

총 수

0.0 등까지

1.0

2.0

3.0

4.0

5.0

6.0

7.0

2

10

40

150

530

1600

4800

1.4×104

8.0

9.0

10

12

14

16

18

20

4.1×104

1.2×105

3.4×105

2.4×106

1.5×107

9×107

4×108

1×109

별의 거리[편집]

星-距離

별의 거리를 나타내는 데는, km로는 불편하므로 광년(光年)이라는 단위를 사용한다. 빛이 진공 속을 1년 동안에 진행한 거리, 즉 9.46×1012km이다.

태양계에서 가장 가까운 항성(센타우루스 자리의 α별)까지의 거리는 4.3광년이며, 눈으로 밝게 보이는 별의 대부분은 10수 광년 이상의 거리에 있다.

별의 거리를 측정하는 데는 비교적 근거리인 경우에는 지구의 궤도를 기선척(基線尺)으로 하는 삼각측량(三角測量)의 방법(이것을 年周視差의 방법이라 한다)에 의한다(〔그림〕-2).

더 원거리인 별에 대하여서는 스펙트럼의 특징에서 별의 절대등급을 추정하고, 겉보기의 밝기와의 차로부터 거리를 산출한다. 성단(星團)이나 성운의 거리는 그 속에 포함되는 맥동변광성(脈動變光星)의 주기로부터 거리를 추정할 수가 있다.

별의 운동[편집]

星-運動

항성은 겉보기의 위치가 변하지 않기 때문에 그런 이름이 붙여졌지만, 가만히 정지하고 있는 것은 아니다. 어느 별이나 아주 조금이기는 하지만 겉보기의 위치가 변화하고 있다. 또 스펙트럼선(線)의 관측으로 시선 방향의 운동 속도를 측정할 수도 있다.

별은 각자 제멋대로의 방향으로 10km/sec∼20km/sec 정도의 속도로 달리고 있는 것이다. 또 은하계 전체에서 보면 태양이나 그 근처의 별은 모두 200km/sec 가량의 속도로 은하계 중심 주위를 원운동하고 있다.

별의 등급[편집]

星-等級

별이나 행성의 밝기가 밝아질수록 등급을 나타내는 숫자는 작아진다. 기원전 125년경에 히파르코스는 별을 밝기에 따라 분류했다. 가장 밝은 별은 1등급, 그 다음으로 밝은 별은 2등급의 순서로 등급을 6개로 정해 가장 어두운 별은 6등급이 되도록 했다.

그 뒤 1등급 별이 6등급 별보다 100배 더 밝다는 사실을 발견하고, 어떤 별이든지 다음 등급 별보다 2.5배 더 밝도록 등급 체계를 세웠다. 그래서 1등급 별보다 더 밝은 별이나 행성은 0등급이나 음(-)의 등급이 되도록 해, 등급의 수는 더 늘어났다. 예를 들어, 태양은 -27등급이다.

등급은 보통 지구에서 보이는 별의 밝기인 겉보기등급(실시등급)을 뜻한다. 그러나 실제의 밝기를 비교할 때는 절대등급을 사용하고 있다.

별의 절대등급[편집]

星-絶對等級

앞서 말한 별의 밝기는 다만 겉보기만의 밝기이며, 별의 진짜 밝기는 아니다. 밝은 별이라도 멀리 있으면 어둡게 보이고, 어두운 별이라도 가까우면 겉보기에는 밝다.

그래서 별의 진짜 밝기, 즉 발광(發光) 능력의 대소를 나타내기 위하여 절대등급을 사용한다. 이것은 일정한 표준거리(32.6광년)에서 보았다고 가정한 경우의 별의 밝기를 등급으로 나타낸 것이다.

태양도 이 표준거리에서 보면 4.7등성의 보통 항성에 지나지 않는다.

사진등급[편집]

寫眞等級

별의 밝기를 나타낼 때, 사람의 눈 대신 사진건판이 느끼는 밝기를 표시한 등급이다. 사진건판은 별빛 중에서 푸른색에는 감도가 뛰어나고, 붉은색에는 약하다. 이 때문에 사람의 눈으로 볼 때 같은 밝기로 보이는 푸른색과 붉은색의 두 별을 사진으로 찍어보면 사진건판에는 푸른색 별이 더 밝게 나타난다. 사진건판으로 매긴 별의 사진등급은 m p로, 사람의 눈으로 보고 정한 별의 안시등급은 m v로 표시한다.

성단[편집]

星團

별은 우주공간에 흩어져서 떠 있는 것만은 아니다. 많은 별이 떼를 이루고 있는 곳도 있는데, 성단이라는 것이 그것이다.

성단에는 크게 나누어 구상(球狀) 성단과 산개성단(散開星團)의 두 가지가 있다. 성단의 별은 같은 장소에서 거의 동시에 태어난 것으로 생각되므로, 은하계의 진화나 우주의 역사를 연구하기 위한 중요한 자료가 되어 있다.

구상성단[편집]

球狀星團

성단 중에서도 구상성단은 참으로 아름다운 집단이다. 약 100만 내지 1000만 개의 별이 빽빽이 들어차 있어, 작은 망원경으로 보면 마치 둥그런 구름처럼 보인다. 빽빽이 들어차 있다고 해도 그것은 겉보기뿐이고, 별과 별 사이의 실제 거리는 가까운 것이 1광년이나 된다. 따라서 별끼리 충돌하는 일은 좀처럼 없다.

산개성단[편집]

散開物質

구상성단과 같은 아름다운 대집단과는 반대로 그다지 아름답지 않은 부정형(不定形)의 성단도 있어, 산개성단(散開星團)이라고 불린다. 별의 수는 구상성단에 비해서 훨씬 적어, 기껏해야 백 수십 개에 지나지 않는다. 페르세우스 자리에 있는 η성단과 χ성단과는 쌍둥이 은하성단으로서 유명하다.

플레이아데스성단[편집]

-星團 Pleiades

황소자리에 있는 산개성단으로 칠자매별이라고도 하고, 우리나라에서는 묘성 또는 좀생이별이라고도 한다. 몇 백 개의 별이 집단을 이루고 있는데, 그 중에서 푸르고 밝은 별 6개는 맨눈으로 볼 수 있다. 지구에서의 거리는 408광년 정도이다.

히아데스성단[편집]

-星團 Hyades

황소자리이 알파별인 알데바란 주위에 퍼져 있는 산개성단으로 약 100개 정도의 별이 5°정도로 넓게 퍼져 있다. 이 성단에서 가장 밝은 별은 3등급으로 희미하다. 태양계에서 가까운 곳에 있으며, 약 130광년의 거리이다.

성간물질[편집]

星間物質

우주 공간에 존재하는 것은 별이나 성운뿐이 아니라, 별이 되지 못하고 떠다니고 있는 성간물질 또한 무시할 수 없는 존재이다. 그 밀도는 엷은 곳에서는 1㎠당 수소 원자 1개, 짙은 곳에서는 1㎠당 100개 정도이며, 지구의 공기 밀도(1㎠당 1,023개)에 비하면 말할 수 없이 희박하다. 그러나 그것이 차지하는 체적이 크므로, 질량을 합계하면 커진다. 은하계의 총질량 중에서 성간물질이 차지하는 질량은 실로 30%에 이른다고 생각되고 있다(이 숫자에는 다소의 이설이 있으며, 3%라고도 한다).

성간물질은 주로 기체이나, 짙은 곳에서는 극히 미소한 고체의 입자도 섞여 있다. 물이 언 것, 즉 지구상에 있는 얼음과 같은 물질의 미립자나 탄소의 미립자(연기 같은 것) 등인 것 같다. 이 밖에 모든 화학원소가 기체 또는 고체로서 떠다니고 있다. 성간의 미립고체는 '성간운(星間雲)'을 이루어 떠다니며 별의 빛을 차단하므로 그 존재를 알 수 있다.

성간물질은 은하계가 생긴 때부터 성간물질로서 떠다니는 것도 있으나, 별이 노년(老年)이 되어 폭발하거나, 외층부를 방출한 결과 그렇게 된 것도 있다. 성간물질은 또 별이 새로 탄생하는 모체(母體)이기도 하므로, 우주 전체를 생각할 때 매우 중요한 것이다.

성운[편집]

星雲

성운에는 은하계 외 성운과 은하계 내 성운의 두 종류가 있다. 전자는 은하계와 동격인 별의 대집단이고, 후자는 은하계 내부에 있는 기체나 성간물질의 구름에 지나지 않는다. 본질적으로나 규모의 크기에서나 현격한 차이가 있으며, 다만 겉보기에 구름과 같다는 점만이 유사한 점이다.

사실상 20세기 초까지는 거리를 알지 못했기 때문에 이 구별이 매우 불명확했다. 은하계의 성운에 대해서는 별항에서 설명하므로 여기서는 은하계 내의 성운에 대해서만 설명하겠다.

가스성운[편집]

gas星雲

행성상 성운이라고도 한다. 거문고 자리의 고리모양 성운·토성상 성운 등이 그것인데, 스펙트럼을 조사하면 별의 빛과는 완연히 달라 희박한 가스체의 발광(네온사인과 같은 것)임을 알 수 있다.

이 에너지원(源)은 근처에 있는 별이 내는 자외선이며, 그것이 가스 성운의 원자에 흡수되어 원자 자체가 고유한 빛을 발광하는 것이다. 말하자면 우리는 기체의 형광(螢光)을 보고 있는 셈이다.

산광성운[편집]

散光星雲

부정형(不定形) 성운이라고도 한다. 산광성운의 실체는 성간물질의 구름이다. 따라서 그 빛은 근처에 있는 별의 빛을 반사 산란하고 있는 데 불과하다(가스성운처럼 형광이 혼입되어 있는 경우도 있다). 따라서 지구상의 구름이 햇빛을 반사 산란하여 빛나고 있는 것과 비슷하다.

암흑성운[편집]

暗黑星雲

이것은 성간물질의 검은 구름이다. 지구상의 흰 구름과 검은 구름이 실체(實體)로서는 차이가 없으면서도 광원이나 다른 구름과의 상대적 위치 관계에 희게 또는 검게 보이는 것과 똑같은 이치이다. 암흑성운은 그 뒤쪽에 있는 별을 가리기 때문에 그 존재를 알 수 있다. 오리온 성운은 산광성운과 암흑성운이 뒤섞여 있는 실례이다.

변광성[편집]

變光星

별의 밝기는 항상 일정하다고는 할 수 없으며, 밝아졌다 어두워졌다 하는 것도 있다. 이것이 변광성이다.

1596년에 '미라(Mira)'라고 하는 별의 변광이 처음으로 발견되었다. 이 별은 가장 밝을 때는 2등성의 밝기이나, 어두울 때는 육안으로는 보이지 않게 되며, 10등성 정도가 되고 만다. 그리고 1년쯤 후에는 다시 밝아진다. 즉, 주기 330일로 어두워지거나 밝아지는 것을 되풀이하고 있는 것이다. 지금은 이런 종류의 변광성이 이 밖에도 많이 알려져 있어, 장주기(長周期) 변광성이라 불리고 있다. 주기는 100일 내지 500일 가량이고, 온도가 낮은 점, 명암의 진폭이 큰 점 등이 장주기 변광성의 특징이다.

장주기에 대하여 단주기라고 불리는 변광성도 있다. 그 이름이 나타내는 바와 같이, 변광 주기가 몇 시간 내지 수십일 정도이고, 명암의 진폭도 비교적 작다. 변광성의 전문가는 이를 더 많은 종류로 나누고, 각 형(型)에 이름을 붙이고 있다.

그 중에서도 유명한 것은 세페우스(Cepheus)자리의 별인데, 단주기 변광성을 일명 케페이드(Cepheid, 세페이드라고도 읽는다)라고 하는 것은 이 별에 연유하여 이름 붙인 것이다. 북극성도 이 형의 변광성인데, 육안으로는 분별하기 어려울 정도의 미소한 변광을 4일의 주기로 되풀이한다.

변광의 원인[편집]

變光-原因

별이 밝기를 바꾸는 데에는 크게 나누어 두 가지 원인이 있다. 하나는 별이 다른 별에 의해서 때때로 가려지기 때문인데, 이것이 식변광성(蝕變光星)의 변광 이유이다.

또 하나는 별이 스스로 커졌다 작아졌다 하며 맥동(脈動)하기때문에 생기는 변광인데, 이것을 본질적인 변광성이라고 말할 수 있다. 단주기 변광성인 세페우스 별 등은 이 종류이며, 미라와 같은 장주기 변광성도 아마 맥동이 주역할을 하고 있는 것으로 생각된다. 다만 미라별과 같이 명암의 차가 심한 것은 별이 맥동하는 것만으로는 설명되지 않으므로, 별이 맥동하면서 자신의 빛을 가리는 구름 같은 것을 뿜어내는 것이 아닐까 하는 설도 있다.

밝기와 변광주기와의 관계[편집]

-變光周期-關係

맥동의 주기는 그 변광성의 밝기(절대등급)와 밀접한 관계가 있다(〔그림〕-4). 이 관계는 관측 결과 알게 된 일이지만, 이론적으로도 설명이 된다. 큰 종을 치면 낮고 장중(莊重)한 소리가 나오고, 작은 종을 치면 높고 귀여운 소리를 낸다.

피아노 소리에 비유하며, 낮은 음을 내는 피아노선은 굵고, 높은 음을 내는 피아노선은 가늘다. 별의 맥동도 종의 진동이나 피아노선의 진동과 마찬가지여서, 큰 별(절대 등급이 밝은 별)의 진동 피치는 낮고 주기가 길며, 작은 별(절대등급이 어두운 별)의 진동 주기는 짧다.

맥동의 주기를 알면 그 변광성의 절대등급을 알 수 있으며, 이것과 겉보기의 밝기(등급)와의 차로부터 거리를 알 수 있다. 이 방법은 성단이나 외은하계 성운의 거리를 재는 데 사용된다. 즉, 별이나 성운의 거리라고 하는 천문학의 어려운 문제가 맥동하는 단주기 변광성에 의해서 간단히 해결되는 것이다.

식변광성[편집]

蝕變光星

식변광이라 함은 2개의 별이 번갈아 상대방을 가리는 현상을 말하며, 별 자체는 맥동 등을 하지 않는 일정한 밝기의 별이다. 2개의 별이 서로 상대방의 주위를 공전하고 있는 것은 연성계(連星系)라 하여 별의 세계에서는 결코 진기한 일은 아니다.〔그림〕-5는 그 좋은 예이다.

신성과 초신성[편집]

新星-超新星

지금까지 보이지 않았던 어두운 별이 갑자기 밝아지는 일이 있다. 2개월쯤 지나면 다시 어두워져서 보이지 않게 되는 것이 보통이나, 그 중에는 1년 동안이나 눈에 보이는 것도 있다. 이것이 신성인데, 사실은 참다운 뜻에서 새로운 천체는 아니다.

별이라는 물체가 아무것도 없던 곳에서 자연히 발생 출현하는 일은 있을 수 없는 일이다. 신성이 나타나기 이전에 천체 망원경으로 어쩌다가 그 부근의 하늘을 촬영한 사진을 조사해 보면, 그 신성이 나타난 곳에 16등성이니 20등성이니 하는 정도의 미광성(微光星)이 나타나 있는 일이 많다. 즉 신성은 새로운 별이 아니고, 갑자기 발광능력이 몇 만배나 증가한 별을 말한다. 다만 보통의 정상적인 별이 갑자기 신성이 되는 것은 아니다. 신성이 되는 것은 일종의 특별한 별이지만, 그 실태는 아직 잘 알려져 있지 않다. 초신성은 신성보다 훨씬 밝고 격렬한 것이다. 보통의 신성과 초신성과는 그 절대등급이 다르므로(마이너스 10수등이 된다) 구별된다. 육안으로 볼 수 있을 정도의 초신성은 약 300∼400년에 1개의 비율로 나타나며, 보통의 신성은 3년에 1개의 비율로 나타난다. 신성의 갑작스런 증광(增光) 원인은 아직 잘 알려져 있지 않으나, 초신성은 별의 진화의 마지막 상태일 것이라는 설이 일반적이다.

별의 스펙트럼[편집]

-spectrum

과학자는 물질이 어떤 원소로 되어 있는가를 알기 위해 시약(試藥)을 사용하여 화학반응을 조사한다. 별의 원소를 이런 방법으로 조사할 수는 없으므로, 별의 빛을 분광 분석법(分光分析法)으로 조사한다. 물질을 가열했을 때 내는 빛을 프리즘을 통해서 무지개 같은 스펙트럼으로 분해하면, 그것이 함유하는 원소를 금방 알게 된다는 원리를 응용하는 것이다. 스펙트럼에 나타나는 줄무늬가 제각기 그 원소에 특유한 것이기 때문이다.

태양광선을 스펙트럼으로 분해하여, 거기에 보이는 흡수선(프라운호퍼선)의 연구로부터, 태양이 수소·나트륨·구리·철 등 지구상의 원소와 똑같은 것으로 구성되어 있다는 것을 안 것은 지금으로부터 200년 이상이나 옛날의 일이다. 헬륨이라는 원소는 지구상의 실험실에서 발견되기 전에 태양에서 발견되었다.

최근에는 별빛 분석의 이론적·기술적인 진보가 현저하여, 원소의 종류뿐만 아니라 각 원소의 함유량까지도 양적으로 측정할 수 있게 되었다. 즉, 별의 화학 조성(組成)을 알 수 있게 된 것이다.

별의 화학 조성[편집]

(化學組成) 다음 표는 가장 표준적이라고 생각되는 별의 화학 조성을 나타낸 것이다. 표에는 여러 종류의 원소 함유량이 나타나 있는데, 이 데이터를 모두 별빛의 분광(分光)분석에서 얻은 것은 아니다. 즉 원소 중에서 원자번호가 큰 것은 함유량이 너무도 미량(微量)이기 때문에, 별빛의 스펙트럼에는 나타나지 않는다. 이러한 미량의 원소에 대하여는 외계에서 지구로 떨어진 운석(隕石)·운철(隕鐵)을 화학적으로 분석한 결과를 추정하여, 그것이 별의 일반적인 조성과 같다고 생각하는 도리밖에 없다. 이 표는 현재 우주 전체의 화학 조성의 평균치라고 생각해도 무방하다. 별의 표준 화학 조성에서 곧 알 수 있는 것은 수소와 헬륨이 다른 원소에 비해서 월등하게 많다는 사실이다. 즉, 별은 대략 수소와 헬륨만으로 구성되어 있다고 해도 무방할 정도이다. 또 네온이 산소나 질소와 거의 같은 정도로 존재하고 있다는 사실도 주목된다.헬륨·네온 등은 지구에서는 '희(稀)가스'라고 불릴 정도로 함유량이 적은 데 비하여, 우주 일반에서는 결코 희귀한 존재는 아니다. 헬륨이나 네온은 화합하여 고체가 될 수 없기 때문에, 중력이 약한 지구에서는 오랜 세월이 흐르는 동안에 증발해 버린 것으로 생각된다. 또는 지구를 만든 원재료에는 이미 그와 같은 사정으로 이들 원소가 결핍되어 있었는지도 모른다.

〔표〕-1 천체의 화학조성

원자

번호

원소

log N

원자

번호

원소

log N

원자

번호

원소

log N

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

11

12

13

14

15

16

17

18

19

20

21

22

23

24

25

26

27

28

H

He

Li

Be

B

C

N

O

F

Ne

Na

Mg

Ai

Si

P

S

Cl

Ar

K

Ca

Sc

Ti

V

Cr

Mn

Fe

Co

Ni

12.00

11.21

3.50

2.80

2.88

8.60

8.05

8.95

6.0

8.70

6.30

7.40

6.22

7.50

5.40

7.35

6.25

6.88

4.82

6.19

2.85

4.89

3.82

5.38

5.12

6.57

4.75

5.95

29

30

31

32

33

34

35

36

37

38

39

40

41

42

43

44

45

46

47

48

49

50

51

52

53

54

55

56

Cu

Zn

Ga

Ge

As

Sc

Br

Kr

Rb

Sr

Y

Zr

Nb

Mo

Ru

Rh

Pd

Ag

Cd

In

Sn

Sb

Te

I

Xe

Ca

Ba

La

4.50

4.28

2.45

3.20

2.11

3.33

2.65

3.21

2.35

2.70

2.45

2.50

1.50

1.88

1.44

0.80

1.26

0.82

1.45

0.75

0.57

0.95

2.05

1.35

2.06

1.16

2.08

1.10

58

59

60

61

62

63

64

65

66

67

68

69

70

71

72

73

74

75

76

77

78

79

80

81

82

83

90

92

Ce

Pr

Nd

Sn

Eu

Gd

Tb

Dy

Ho

Er

Tn

Yb

Lu

Hf

Ta

W

Re

Os

Ir

Pt

Au

Hg

Tl

Pb

Bi

Th

U

1.29

0.66

1.36

0.89

0.48

1.05

0.24

1.08

0.39

0.84

0.08

0.78

0.06

0.40

0.75

0.60

0.90

1.40

1.20

1.70

0.66

0.75

0.55

1.50

0.50

0.00

-0.30

별의 스펙트럼형[편집]

-spectrum型

별에서 오는 빛을 분광 분석하여 그 화학 조성을 측정하는 기술에 대하여는 앞에서 언급하였다. 그런데 이와 병행하여 스펙트럼에 의하여 별을 분류하는 기술도 발달되어 있다.

각 원소가 내는 스펙트럼선은 각 원소마다 고유한 것이기는 하지만, 그 강약은 발광체의 온도에 따라 차이가 있다. 이것을 이용하면, 어느 스펙트럼선이 강한지 약한지를 분간함으로써 발광체의 온도를 측정할 수가 있다. 표준적인 화학 조성을 가지는 별의 스펙트럼은 크게 다음 7종류로 분류된다.

O형:헬륨 이온의 스펙트럼선을 특징으로 하며, 온도 3만도 정도.

B형:중성(中性) 헬륨과 수소의 스펙트럼선을 특징으로 하며, 온도는 1만 내지 2만도.

A형·F형:수소의 스펙트럼선과 금속 이온의 스펙트럼선과를 특징으로 하며, 온도는 1만도 내지 7,000℃ 정도.

G형·K형:수소의 스펙트럼선보다는 금속 스펙트럼선쪽이 강한 형으로서, 온도는 5,600℃.

M형:온도가 가장 낮아 3,400℃ 정도이기 때문에 금속의 산화물 등의 화합물이 스펙트럼의 특징을 이루고 있다(온도가 더 높으면 화합물은 모두 분해되어 원소의 원자 또는 이온이 되어 있다).

이와 같은 스펙트럼형의 상위(相違)는 화학 조성의 상위는 아니고 온도의 상위만을 나타내고 있다는 것이 현재의 해석이다. 따라서 별의 스펙트럼 분류라는 기술은 주로 별을 그 표면온도에 의해서 분류하는 기술인 것이다. 또 스펙트럼의 특징에서 별의 절대등급을 추정할 수가 있으므로, 이것은 별의 거리를 측정하기 위한 중요한 방법의 하나가 되고 있다.

항성분광학의 효용[편집]

恒星分光學-效用

자연과학의 많은 분과(分科) 중에서 식물학·동물학·광물학 등은 그 대상물을 손에 쥐고 바라보며, 그것의 비중을 재거나, 그 밖의 물리적 성질을 조사하거나, 화학분석을 할 수가 있다. 그러나 천문학만은 그 대상물이 아주 멀리 있기 때문에 직접 조사할 수가 없다. 별의 물리적 성질이나 화학적 조성(組成) 등은 인간의 실증적(實證的) 과학의 한계 밖에 있다고 하는 것이 17세기경까지의 철학자·과학자의 일치된 사고방식이었다. 그러나 별빛을 스펙트럼으로 분석함으로써 온도·압력 등의 물리적 상태나 화학 조성까지도 실증적으로 알 수 있게 된 것이다.

그 밖에 스펙트럼 분석으로 얻을 수 있는 중요한 데이터로서 별의 자성(磁性) 측정과 별의 운동속도 측정을 들 수 있다. 태양, 특히 흑점 근처의 자력의 세기나, 가스체의 운동에 관한 지식은 이렇게 해서 얻은 것이다. 또 은하계의 회전우주의 팽창도 별이나 성운의 스펙트럼 분석으로 운동 속도를 측정하여 얻은 결과인 것이다.

별의 반지름과 질량[편집]

-半徑-質量

별의 온도와 밝기와의 관계(H-R도)[편집]

-溫度-明渡-關係(H-R圖)

별의 표면 온도는 별 색깔을 측정하거나 스펙트럼을 조사하면 알 수가 있다. 또 별의 진짜 밝기(절대등급)는 겉보기의 밝기와 거리를 계산하면 알 수 있다. 온도든 거리든 별의 그것을 잰다는 것은, 실험실에서 한란계나 자를 써서 간단하게 재는 것과는 달리, 천체망원경을 통해서 빛을 분석한 결과 얻어지는 것이므로, 그 노력이야말로 대단한 것이라 아니할 수 없다. 이렇게 애쓴 끝에 얻은 별의 온도의 데이터와 절대등급의 데이터를 맞추어 그래프로 만든 것이 〔그림〕-6과 〔그림〕-7이다. 이러한 그래프는 20세기 초에 덴마크의 천문학자 헤르츠스프룽(E. Hertzsprung, 1873∼1967)과 미국천문학자 러셀(H. N. Russell, 1877∼1957)이 처음으로 연구하였기 때문에 두 학자의 이름의 머리글자를 따서 H-R도(헤르츠스프룽-러셀圖)라고 불리고 있다. 사람의 체중과 신장과의 관계를 그래프로 나타낸 것 같은 것인데, 이 표시법은 별의 집단의 성질을 조사하거나 또 별 집단의 진화 과정을 써넣는 데 편리하므로, 천문학에서 자주 쓰이고 있다.

〔그림〕-6은 겉보기로 밝은 별만을 골라서 만든 그래프(H-R圖), 〔그림〕-7은 태양에서 가까운 거리(15光年 이내)에 있는 별만으로 만든 H-R도이다. 이 두 H-R도의 종축(縱軸)과 횡축은 같은데도 그 위의 분포는 상당히 다르다. 〔그림〕-6에서는 그림의 윗부분에 점이 몰려 있고, 아래쪽에는 하나도 없다. 그러나 〔그림〕-7에서는 오른쪽 아래에 점이 밀집해 있고, 위쪽 절반 부분에는 점이 전혀 없다.

이것은 무슨 까닭일까?그것은 겉보기로 밝은 별만을 선정하면 아무래도 절대등급이 밝은 별만이 선정되고, 거리가 가까운 별만을 선정하면 어두운 별까지 선정된다는 뜻이다. 이 두 H-R도에서 공통된 별은 태양과 시리우스(Sirius) 및 프로시온의 세 개뿐이다.

주계열성[편집]

主系列星

그래프(H-R도)의 왼쪽 위에서 오른쪽 아래에 걸친 띠 모양(帶狀)의 부분에 별의 점이 비교적 밀집해 있다. 이 띠 모양의 부분을 H-R도상의 주계열(主系列)이라 부르고, 이에 속하는 별을 주계열성이라 부른다. 명칭은 거창한 듯하지만, 요컨대 대부분의 보통 별이라는 뜻으로 생각하면 된다.

즉 대부분의 보통 별은 온도가 높고 밝은 별(그림의 왼쪽 위)부터 온도가 낮고 어두운 별까지 거의 일렬로 나란히 있다는 뜻으로서, 그다지 불가사의한 일은 아니다.

거성·초거성[편집]

巨星·超巨星

그림의 주계열보다 오른쪽 부분에 있는 별은 거성 내지 초거성이라 불린다. 주계열의 왼쪽에는 거의 별이 없으나, 훨씬 어두운 부분에는 몇 개의 별이 있다. 이들은 백색왜성(白色矮星)이라 불리고 있다.

〔그림〕-8은 앞의 두 그래프(H-R도)와 같은 척도인데, 여기에는 별의 반지름의 크기가 씌어 있다. 주계열성, 즉 대부분의 보통 별은 반지름이 100만km 정도의 것이 많다. 예를 들면 태양의 반지름은 70만km이며, G형의 보통 별이다. 주계열의 가장 어두운 별도 10만km 이하의 것은 적다. 보통 별의 반지름은 20만km 정도이다.

거성이나 초거성은 그 이름과 같이 참으로 큰 별이다. 지구가 태양의 주위를 공전하는 궤도의 반지름이 1.5억km인데, 지구의 궤도가 완전히 들어갈 정도의 큰 별이 실제로 존재하고 있는 것이다.

백색왜성[편집]

白色矮星

백색왜성은 참으로 작은 별이다. 지구의 반지름이 6,000km 정도임을 생각하면, 지구와 같은 정도의 크기이면서 스스로 빛을 발하는 별이 있다는 사실의 기이함이 이해될 것이다.

별의 질량[편집]

-質量

별의 밝기·온도·반지름 외에 별의 물리량으로서 중요한 또 하나의 양(量)은 질량이다. 그러나 멀리 떨어져 있는 별의 질량만은 측정할 방법이 없다. 다만 연성(連星)에 대해서만은 케플러(J. Kepler, 1571∼1630)의 법칙을 응용해서 질량을 측정할 수 있는 경우가 있다.

이것이 별의 질량에 관한 우리들의 지식의 원천이 되어 있다. 연성의 질량이 과연 일반적인 모든 별의 질량을 대표하고 있는지 어떤지에 대하여는 약간의 의문이 없지도 않다. 그러나 연성 중에서도 극히 근접한 연성계를 제외하면, 특별히 단독인 별과 다른 구조를 가졌다고 생각되지 않으므로, 이에 의해서 큰 잘못이 발생하고 있는 일은 없을 것이다.

이렇게 측정한 연성의 질량과 그 절대등급과의 관계를 조사한 것이 〔그림〕-9의 그래프이다.

별의 내부[편집]

-內部

주계열성의 내부구조[편집]

主系列星-內部構造 H-R도(〔그림〕-6), 〔그림〕-7)상의 분포에 의해서, 별에는 대략 세 종류가 있음을 알았다. 즉 대부분의 별은 주계열성(보통의 별)이고, 다음에 많은 것은 백색왜성, 가장 적은(다만 겉보기로는 상당히 다수인) 것은 거성이나 초거성이다. 주계열의 별은 밝을수록 온도가 높고 질량도 크다. 주계열의 오른쪽 아래는 어둡고 저온이며 질량(質量)도 가볍다.

주계열의 중간쯤에 위치하는 태양의 내부에 관하여 현재의 통설은 다음과 같다.

태양의 표면 가까이에서는 온도가 5,000∼6,000℃이나, 중심부에서는 1,000만도 이상, 압력도 무려 2,000만 기압에 이르고 있다. 이와 같은 고온·고압이 되는 것은 태양을 구성하고 있는 물질이 각자의 만유인력에 의해서 서로 밀거나 끌어당기거나 하기 때문이다.

또 그 밀도는 1㎤당 110g당으로 되어 있다. 물의 110배라고 하면, 지구상에서는 그렇게 무거운 물질은 고체로서도 존재하지 않는다. 그러나 태양 중심부의 고온·고압하에서는 이것이 기체로서 존재하고 있는 것이다.

태양 중심부에서의 원자핵 에너지 발생기구(機構)는 수소의 열핵융합(熱核融合)이라는 종류의 반응에 의해서 일어난다. 즉, 4개의 수소 원자핵(프로톤)이 융합하여 1개의 헬름 원자핵으로 바뀌며, 이 때 다량의 에너지를 방출한다. 1g의 수소가 같은 1g의 헬륨으로 변하는 것만으로 약 20t의 석탄을 태우는 것과 같은 양의 열을 얻을 수 있다. 수소의 융합반응을 지구상의 인공적 원자로에서 제어하려고 하는 것이 인류의 꿈이다.

태양 이외의 주계열성도 그 내부 구조는 태양과 대동소이(大同小異)하여 모두 고온·고압·고밀도의 기체로 되어 있고, 중심부에는 수소를 헬륨으로 전환하는 천연의 원자로가 존재하고 있다. 별의 원자로의 출력량을 규정하는 것은 각 별의 질량이다. 〔그림〕-9는 주계열성의 질량·광도 관계인데, 이것은 또한 질량과 발열(發熱) 능력(원자로의 출력)과의 관계를 나타낸 것이다. 질량이 10배가 되면 발열량은 10배가 아니라 1,000배로 증가하는 사실에 주목하여야 하며, 무거운 질량의 별은 핵연료의 소비가 빠르고 수명(壽命)이 짧다.

거성의 구조[편집]

巨星-構造

거성은 H-R도상의 위치로 보아도 보통 별과는 규격이 다름을 상상할 수 있다. 그 내부에는 수소가 변환된 헬륨이 다량 축적되어 있고, 그 바로 바깥쪽에 원자핵 에너지를 발생하는 부분이 존재한다. 다량의 헬륨이 별의 중심부에 괼수록 원자로에 상당하는 구면은 커지고, 따라서 발생하는 열량은 더욱 더 증대한다. 그 결과로서 별은 커지며, 또한 희박해지지 않을 수 없다. 이것이 거성의 구조이다.

백색왜성의 구조[편집]

白色矮星-構造

백색왜성은 외관상으로도 이상한 별임을 엿볼 수 있다. 예를 들면, 시리우스 반성(伴星)은 질량은 태양과 거의 같은데, 반지름은 태양의 100분의 1밖에 안 된다.

따라서 그 밀도는 별의 중심부에서는 물의 100만배, 1㎤로 1t이나 되는 무게이다. 이러한 고밀도의 물질은 지구상에서는 절대로 존재하지 않는다. 그러나 이론적으로는 축퇴(縮退) 상태라 하여 물질이 최고로 압축된 상태로 해석되고 있다.

백색왜성을 형성하고 있는 축퇴 상태의 물질은 주로 헬륨이다. 원자핵 에너지를 발생할 능력을 잃은 별은 중력의 압박에 대항할 수 없기 때문에 이렇게 압축되어 버린다. 요컨대 별의 진화의 최종단계가 백색왜성이라고 생각되고 있다. 즉 백색왜성은 원래 주계열성이나, 거성이었을 때의 여열(餘熱)만으로 간신히 빛나고 있는 데 불과하다. 시간이 지남에 따라 아주 식어 버리면 그 때는 관측자의 눈에 띄지 않게 될 것이다.

중성자성[편집]

中性子星

고압으로 짓눌리어 축퇴 상태가 된 별이 백색왜성인데, 더 심한 고압력이 되면 모든 물질은 중성자 상태가 되고 만다(〔그림〕-10). 즉 태양 정도의 질량이 지름 100km 가량의 작은 구(球)가 된다. 이론적으로는 이런 별도 생각되지 않는 것은 아니다. 30년 이전부터 책상 위에서의 연구로서는 존재하고 있었다. 그러나 관측적으로는 중성자성의 실재는 아직 확인되지 않고 있다.

강력한 X선을 발사하는 천체로서 중성자별을 생각할 수 있다는 설도 있었으나, 지금은 부정적이다. 1초 가량의 주기로 깜박거리는 전파성이 혹시 중성자성이 아닐까 하는 설도 있으나 확인까지는 이르지 못하고 있다. 현시점에서는, 중성자성은 '환영(幻影)의 별'인 것이다.

별의 진화[편집]

-進化

별의 나이[편집]

-年齡

여러 종류의 별을 젊은 별, 중년의 별, 노년의 별과 같이 연령으로 분류할 수는 없을까? 곤충에 비유하면, 어느 별이 곤충의 알에 상당하고, 어느 별이 애벌레에 상당하며, 또 어느 별이 번데기에 상당하고 어느 별이 나비나 나방에 상당한가 하는 문제이다.

곤충의 경우 우리는 그 일생의 모습을 자세히 관찰할 수 있으므로 문제가 없지만 인류의 역사가 시작된 이래 거의 변함이 없는 별자리의 별이 태어나거나 죽거나 하는 것을 관찰한다는 일은 있을 수 없는 일이다. 별의 진화나 나이문제는 이론으로 생각하는 수밖에 도리가 없다.

따라서 관측한 사실을 그대로 기술하는 것과는 다소 성질이 다른 추론(推論)임을 미리 말해 둔다. 앞서 별의 내부구조를 생각했을 때에 연령과 진화의 문제에 대한 대략적인 해답이 나와 있었다. 즉 우주에 가장 많이 존재하는 주계열성(보통의 별)은 바로 별의 생애의 대부분 ― 청년·장년에 해당한다 ― 인 것이다. 거성은 노년의 별, 그 거성의 중심부만인 백색왜성은 더욱 노년, 즉 별의 진화의 종말 상태인 것이다.

다음에 생각해야 할 문제는 각 단계에서의 별의 연령과 또 하나의 난문제, 즉 별은 어떻게 해서 탄생하는가 하는 문제이다. 이 문제에 대한 현대의 통설이라고 할 사고방식을 개설하면 다음과 같다.

별의 탄생[편집]

-誕生

별은 우주 공간에 떠돌고 있는 성간물질에서 태어난다. 성간물질의 밀도가 장소에 따라 상당히 농담(濃淡)이 있음은 잘 알려진 사실인데, 별이 태어나는 것은 성간물질이 특히 농밀한 장소이다. 그 부근에 밝은 별이 두세 개 있어 강한 빛을 내고 있거나, 별의 표면이 불안정하여 끊임없이 폭풍을 내고 있거나 하면, 성간물질은 부분적으로 한 곳으로 날려서 짙은 덩어리가 되어 별이 태어나는 모체가 되는 것이다.

성간물질이란, 앞서도 말한 바와 같이, 기체와 고체의 작은 입자와의 모임이다. 이런 희박한 물질도 양(量)만 모이면 상당한 질량이 되며, 그 중력은 자기 자신에게 작용하여 차차 수축한다. 수축함에 따라 안의 온도는 차차 상승하여, 마침내는 원자핵 반응이 시작된다. 즉, 성간물질의 모임도 이 단계에서 비로소 자력으로 에너지를 내게 되며, 별로서의 기능을 제대로 발휘하게 되는 것이다. 여기에 이르는 경로를 〔그림〕-12에 나타냈다.

보통의 별이 되면, 별은 여기서 생애의 대부분을 보낸다. 외관은 극히 조금밖에 변하지 않으나, 그 사이에 별의 내부에서는 수소가 조금씩 헬륨으로 변환하고, 헬륨은 중심부에 괸다. 원자로의 부분은 중심부로부터 차차 그 헬륨 축적장의 바깥쪽으로 이동하며, 별은 주계열을 떠나서 거성 쪽으로 진행한다. 그 진화 속도는 모두 별의 질량에 따라 결정된다. 그 속도는 별의 질량이 클수록 빠르다(〔그림〕-12). 따라서 수명이 짧다.

별의 진화의 최종단계[편집]

-進化-最終段階

여기서부터는 다분히 추찰(推察)이 섞이지만, 2개의 케이스가 있는 것 같다. 하나는 비교적 무거운 별의 경우인데, 별의 진화는 거성 내지 초거성의 단계에서 진행이 정지되고 대폭발을 일으켜 산산히 흩어져서 원래의 성간물질이 되고 만다(다만 원래의 성간물질에 비하면 수소가 줄고 헬륨이 증가해 있거나, 폭발시 여러 가지 원자핵 반응이 일어나기 때문에 상당히 무거운 원소가 붙어 있거나 하는 차이는 있다). 이것이 수백년에 한번 나타난다는 초신성이다.

또 하나의 케이스는 비교적 가벼운 별(태양의 수배 이하)의 경우로서, 초신성과 같은 격렬한 것은 아니며, 거성이 그 바깥쪽을 오랜 세월에 걸쳐 외계(外界)로 흩뿌려서, 마지막에는 헬륨 축적장만이 남아 백색왜성이 된다. 백색왜성은 더 이상 원자력 에너지를 발생할 능력이 없으므로, 앞날의 운명은 저절로 냉각될 뿐이다.

별과 성간물질의 반복[편집]

-星間物質-反復

별은 성간물질에서 태어나 마지막에는 별 전체가 폭발하든가 또는 바깥쪽을 조용히 흩뿌리든가 하여 또다시 성간물질로 돌아간다. 성간물질로 돌아가면 또다시 한데 모여져서 따로 탄생할 기회가 있다. 이리하여 별과 성간물질과는 번갈아 이행(移行)해서 영원히 그침이 없을 것으로 생각된다. 그러나 여기서 문제가 되는 것은 회수할 수 없는 백색왜성이다. 축퇴(縮退) 상태에 있는 백색왜성(白色矮星)은 다시 성간물질로 돌아가는 일이 없으며, 따라서 별로 다시 태어나는 일도 없다.

은하계 전체로서 보면 그 안에 포함되는 성간물질은 차차 줄고, 한편으로는 회수 불능의 백색왜성이 점점 증가해감에 틀림없다. 여기서 말한 별의 진화는 우주 전체의 진화를 생각하는 근본이기도 하다.

별의 종족[편집]

-種族

태양계 가까이에 있는 항성의 H-R도와 구상 성단의 H-R도와 비교하면, 그 분포 상태에 상당한 차이가 있다. 이 차이가 별의 종족의 차이라는 개념이 생긴 근원이다. 잘 조사해 보면 H-R도상의 분포 상태뿐만 아니라, 은하계 내(銀河系內)에서 운동하는 모양이나 화학 조성(化學組成) 등도 차이가 있음이 알려졌다.

가장 극단적인 제1종족은 오리온 성운 등에서 볼 수 있는 고온의 별의 집단이고, 가장 극단적인 제2종족은 구상 성단의 빨간 거성이다. 일반적인 천체는 이 양극단 사이의 중간적인 성질을 가지고 있다. 태양 가까이 있는 별은 대부분 제1종족에 가까운 성질을 가지고 있으나, 태양 근처에도 극히 소수의 제2종족의 별이 혼입하여 있다. 그것은 제2종족의 별이 은하계 내에서 타원궤도(楕圓軌道)를 가지고 있으므로, 간혹 태양계에 접근할 공산(公算)이 있기 때문이다.

제2종족은 은하계의 역사 초기에 태어난 천체이고, 제1종족은 비교적 새로 태어난 천체이다. 별이 존재하는 장소, 운동, 화학 조성 등은 제각기 태어난 시대의 은하계 내 성간물질(銀河系內星間物質)의 상태를 그대로 남기고 있다고 생각된다.