항성

반짝이는 별이여,그대처럼 나 또한 견고할 수 있다면! 밤하늘 높이 홀로 빛을 발하며 쓸쓸할지라도

— 존 키츠,

소개

태양 질량의 0.075배 이상의 질량을 가진 천체로서 스스로 핵융합을 하여 스스로 빛나고 있는 천체이다. 일반적으로는 별이라고 불리기도 한다. 엄청난 질량에 의해 중력이 형성되며 그 중력에 의해 (거의) 원형의 형태를 유지할 수 있다.

항성의 종류와 분광형

항성의 종류는 보통 분광형으로 따진다. 분광형 O, B, A, F, G, K, M이며 O가 가장 뜨겁고 M이 가장 차갑다.

진화 단계에 따라 주계열성, 준거성, 거성, 초거성, 극대거성,백색왜성 등이 존재한다.

주계열성이란 수소 핵융합을 하는 별로써 이들은 질량이 큰 별이라도 태양 지름의 10배에 지나지 않는다. 내부에 수소를 태우는 안정된 단계이며 전체 별의 수명의 85%를 차지한다. 분광형으로는 뒤에 V로 표시한다. 예를 들어 주계열성인 태양의 분광형은 G2 V로 표시된다. 주계열 말기에 진입해서 준거성에 거의 진입한 별의 경우는 V와 IV를 혼합한 V/IV 형태를 사용하기도 한다.

준거성은 중간 질량의 항성들이 주계열을 마치고 거성으로 향하는 도약 단계이며 분광형은 IV로, 거성은 준거성을 마치고 제법 덩치가 커진 상태인데 적색거성과 청색거성, 황색거성이 존재하는데 표면온도에 따라 구분되며 분광형은 III이며 세분화해서 IIIa, IIIab, IIIb를 사용한다. 청색거성은 태양 질량의 5배에 해당하는 별이 거쳐가는 단계이며 분광형은 II, III이며 세분화해서 IIa, IIab, IIb, IIIa, IIIab, IIIb를 사용한다. 밝은 거성은 태양 질량의 3배가 넘어가는 별이 거쳐 가는 단계이며 분광형은 II이며 세분화해서 IIa, IIB, IIb를 사용한다.

초거성은 태양 질량의 10배가 넘는 별이 거치는 단계이며, 표면온도에 따라 적색초거성, 청색초거성, 황색초거성이 존재한다. 아주 거대한 태양 지름의 1500배가 넘는 적색초거성은 적색극대거성라고 불리우며 보통 태양 질량의 15~25배 대의 질량을 가지고 있다. 분광형은 I이지만 세분화해서 Ia0, Ia, Iab, Ib를 이용한다.

극대거성은 태양 질량의 25배가 넘는 별이 거치는 단계로써 역시 별시 표면온도에 따라 청색극대거성(중원소 함량이 태양과 동일시 태양 질량의 25~150배)과 황색극대거성(중원소 함량이 태양과 동일시 태양 질량의 25~35배), LBV, 적색극대거성(중원소 함량이 태양과 동일시 태양 질량의 25~28배)으로 분류된다. 극대거성의 분광형은 I이지만 세분화해서 Ia+, Ia0, Ia, Iae로 존재한다.

LBV(중원소 함량이 태양과 동일시 태양 질량의 28~150배)는 밝은청색변광성으로도 불리우며, 밝기는 태양의 25만배가 넘는다. LBV의 분광형은 B~O를 왔다갔다하면서 강력한 질량방출을 하고 있으며 주기적으로 밝기가 변하므로 밝은청색변광성으로 불리운다. LBV의 분광형은 I이며 세분화해서 Ia+, Ia0, Ia, Iae로 구분된다.

울프레이에 별은 태양 질량의 30배가 넘는 별이 거치는 단계로써 분광형은 W를 사용한다. 질량 방출을 많이 하여 내부가 드러난 별로 분광형은 WC, WN, WO로 구분된다. WC는 탄소선이 주로 발견되며, WN은 질소선이, WO는 산소선이 주로 발견되는 형태이다.

수명과 진화

항성은 질량이 커질수록 수명이 짧아지는 현상이 나타난다. 또한 중원소 함량도 항성 진화에 가장 큰 영향을 준다.

일반적인 항성의 탄생과 진화는 /탄생과 진화를 참조하도록 하자.

초소형별

보통 태양 질량의 7.5%~23% 이하인 적색왜성들은 굉장히 오래살며 주계열 단계를 지난 후 청색왜성 단계를 거쳐 태양 질량의 16%이하의 축퇴되지 않은 헬륨 백색왜성을 남긴다. 초소형별의 질량 하한선은 태양의 중원소 함량의 0.1%인 경우에는 태양 질량의 9%이며, 태양과 중원소 함량이 동일하다면 태양질량의 7.5%, 중원소 함량이 태양의 3배가 넘어가면 7.2%까지 줄어든다. 이 초소형 질량의 별들은 우주 전체 항성들 중 90% 이상을 차지하여, 절대 다수를 차지하지만 밝기가 어두워서 거의 보이지 않는다.

질량이 작은 별

태양 질량의 23%~65%인 적색왜성과 차가운 K형의 항성들은 주계열을 지나 적색거성 단계를 거쳐 마지막에는 태양 질량의 17%이상의 축퇴된 헬륨 백색왜성을 남긴다. 이들 질량대의 별들은 우주 전체의 7%를 차지하고 있어 매우 흔하지만, 어두워서 관측은 불가능하여 망원경으로 관측해야 한다. 고성능 망원경으로 관측시 은하내에 별이 매우 빽빽하게 보이는데 태양 질량의 50%이하의 절대 다수의 항성들도 동시에 관측되기 때문에 매우 빽빽하게 별이 관측된다. 우리 은하에는 항성이 4천억개나 존재한다.

중간급 질량의 별

태양 질량의 65%~13배까지의 별로써 적색거성 단계를 거쳐 백색왜성을 남기는 항성을 뜻한다. 물론 중원소 함량에 따라 태양의 중원소 함량의 0.1%인 경우에는 태양 질량의 9.1배까지 줄어들지만, 태양과 중원소 함량이 동일하다면 태양질량의 13배, 중원소 함량이 태양의 3.5배가 넘어가면 최대 14배까지 늘어난다.

이 중간급 질량대의 별들은 대략 3%를 차지하고 질량대 범위도 넓지만, 이들 중 60% 이상은 분광형 K형의 태양 질량의 65%~89% 사이의 항성들이다.

즉 현대 우주에는 질량이 태양보다 작은 항성들이 99%나 되므로, 태양은 우주의 항성들 중 질량상으로 1%안에 드는 귀족별이다.

질량이 거대한 별

질량이 거대한 별은 수명을 마치고 초신성 폭발을 일으키는 항성을 뜻한다. 질량이 큰 별들은 자신의 질량과 중원소 함량에 따라 최후가 천차만별이지만, 질량도 중요하지만, 항성이 원래부터 포함하고 있었던 중원소가 최후를 결정하는 가장 큰 요인이다.

중원소 함유량이 제로라면 태양 질량의 9.1배이상만 되면 초신성 폭발 후 중성자별을 남길 수 있으며, 태양과 동일한 중원소 함유량이면 태양 질량의 13배, 중원소 함유량이 태양의 3배가 넘으면 태양 질량의 14배가 되어야만 초신성 폭발 후 중성자별을 남길 수 있다.

블랙홀이 될 수 있는 질량 하한선은 중원소 함유량이 제로라면 태양 질량의 25배이상만 되면 초신성 폭발 후 블랙홀을 남길 수 있으며, 태양과 동일한 중원소 함유량이면 태양 질량의 28배, 중원소 함유량이 태양의 1.15배가 넘으면 태양 질량의 34배가 되어야만 초신성 폭발 후 블랙홀을 남길 수 있다.

사실 태양질량의 40.5배 이하의 항성은 블랙홀을 남길 수 없다. 그렇다면 이들은 어떻게 블랙홀을 남길 수 있는가? CNO순환은 온도에 민감하고 높은 온도에서는 탄소, 질소, 산소를 촉매로 쉽게 핵융합을 일으킬 수 있게 하여, 중심핵과 복사층 중단까지 핵융합을 하게 된다. 따라서 이들은 주계열 기간에도 외부가 부풀어 질량 방출을 많이 한다.

중원소 함량이 높은 별은 질량도 많이 방출하며 내부 핵 온도도 복사층이 부풀어 있으므로 비교적 낮다.(태양 질량의 100배의 별끼리 비교해보면 중원소 함량이 1.5배의 별의 중심핵 온도는 5400만K이지만, 중원소 함량이 태양의 0.01%이하급의 별의 중심핵의 온도는 7000만K이나 된다.)

하지만 중원소 함유량이 낮으면 CNO순환이 더디게 일어나므로, 복사층의 하단 부위에서도 핵융합의 빈도가 낮아지게 되며, 중심핵은 더 뜨거워져 내부에서 더 많은 핵융합을 일으킬 수 있게 된다. 그러면 외피도 덜 부풀게 되며 질량 방출도 덜 하게 된다. 이는 표면온도에도 차이가 나게 된다. 태양 질량의 100배의 별끼리 비교해보면 중원소 함량이 태양의 2배의 별의 표면온도는 49000K까지 떨어지지만, 중원소 함량이 태양의 0.01%이하급의 별의 표면온도는 61000K이나 된다.

결국 질량이 큰 별의 경우는 중원소 함량이 낮은 별일수록 복사층에서 작용하는 핵반응이 덜 작용하게 되므로, 풍선효과가 덜해지므로, 중심핵은 더욱 더 뜨거워지고 중심핵의 핵반응도 더 활발해져, 표면온도는 더 뜨거워지고, 질량 방출도 덜 해져, 말년에 남아 있는 질량이 더 많아지게 되어, 초신성 폭발시 더 큰 힘을 내야 남아 있는 질량을 밀어낼 수 있게 된다. 이러므로 중원소 함량이 낮을수록, 중성자별이나 블랙홀을 형성할 수 있는 질량 하한선이 낮아질 수 있게 된다.

따라서 중원소 함유량이 낮은 태양 질량의 40.5배 이하의 별들은 초신성 폭발을 할 시에는 중성자별을 남기지만, 다만 초신성 폭발을 할시에 외부에 질량이 어느 정도 남아 있으므로 초신성 폭발시 모두 다 못 밀어내게 된다. 결국 남은 잉여 물질은 중성자별 표면에 떨어지고 재차 초신성 폭발 후 블랙홀로 붕괴하게 된다. 블랙홀로 붕괴하는 재차 초신성 폭발시 외부에 남은 잔여 질량을 모두 날리게 된다. 초신성 폭발과 재차 초신성 폭발의 시간차는 얼마나지 않아 거의 바로 일어나는 수준의 시간차이 밖에 나지는 않지만, 재차 초신성 폭발시에는 블랙홀로 붕괴하면서 엄청난 폭발이 일어나 외부의 남은 질량을 모두 방출하고 감마선을 대량 방출한다.

다만 태양 질량의 40.5배에 중원소 함량이 태양의 83% 이하의 항성들은 초신성 폭발 후 즉시 블랙홀로 붕괴한다.

하지만 태양 질량의 40.5배가 넘더라도 중원소 함량이 태양의 83%를 넘게 되면 즉시 블랙홀로 붕괴하지 않고, 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 25~40.5배 사이의 항성들과 동일한 방식으로 일어난다.

중원소 함량이 높아질수록 중성자별이나 블랙홀을 형성할 수 있는 질량 상한선이 높아지게 된다. 이는 CNO순환이 바탕으로 되어 복사층 중단에서도 핵반응이 일어나, 풍선 효과가 커지므로, 중심핵의 핵반응도 약화되어, 결과적으로 표면온도도 낮아지지만 질량방출을 강해지기 때문이다. 결국 말년의 초신성 폭발시 자신의 외부에 남아 있던 질량들을 한껏 수월하게 날릴 수 있다.

결국 중원소 함량이 태양의 1.1765배를 넘어가면 질량이 아무리 커져도 중성자별을 남기게 된다. 대신 태양 중원소 함량의 1.1765배를 넘어가는 별의 경우 태양 질량의 13.5~30배는 일반 중성자별을, 태양 질량의 30배를 넘어가면 마그네타 중성자별을 남기게 된다. 미래 우주에는 중원소 함량이 더욱 더 풍부해지므로, 질량이 거대한 별은 마그네타 중성자별을 남기는 것으로 최후를 맞이하게 된다.

질량이 더 커지면 또 다른 결과를 나타나게 된다. 태양 질량의 90배가 넘어가는 별의 경우는 거대한 중심핵을 가지고 있으므로, 내부에 거대한 핵반응으로 중원소를 많이 형성하는데 특히 산소가 많이 형성한다. 온도가 뜨거워 다량의 산소가 많이 형성되는데, 산소는 쿨롱힘이 높아서 핵반응이 쉽게 일어나지 않으므로, 극도로 압축되어 결국 산소는 축퇴된다. 이후 더 압축되면 핵반응이 일어나는데, 이 질량대에서 산소의 핵반응이 일어나면 별의 외곽을 모두 날릴만한 엄청난 폭발이 일어나는데 태양 질량의 90~125배 사이의 별은 그래도 압력이 강하지 않아 별을 모두 날릴만한 엄청난 폭발을 일어나지 않고, 별의 외곽만 모두 날릴만한 폭발을 일으킨다. 이것을 쌍불안정성 초신성 폭발이라고 한다. 쌍불안정성 초신성 폭발은 폭발력이 워낙 쎄서 양쪽에 초신성 폭발의 흔적을 남기는데 마치 두개의 별이 한방에 폭발하는 것과 같아서 쌍불안정성 초신성 폭발이라고 불린다. 그리고 중심부는 블랙홀이나 마그네타 중성자별을 형성하는데, 태양 중원소 함량이 95% 이하는 블랙홀을 형성하고, 태양 중원소 함량의 95%가 넘어가면 마그네타 중성자별을 형성한다. 다만 태양 질량의 90배의 별이 남기는 블랙홀의 질량이나, 태양 질량의 120배의 별이 남기는 블랙홀의 질량이나, 태양 질량의 60배의 별이 남기는 블랙홀의 질량이 모두 태양 질량의 4배의 블랙홀을 남기게 되는데, 이는 질량이 큰 별은 쌍불안정성 초신성 폭발시 자신의 질량의 상당부분을 외곽으로 날려버렸기 때문이다. (핵반응이 점점 강해지면서, 중원소 함량의 수치는 질량이 커질수록 오히려 내려간다. 태양 질량의 42배에서는 태양 중원소 함량의 1.17배에서도 블랙홀이 되었지만, 태양 질량의 48배에서는 태양 중원소 함량의 1.1배로 내려가며, 태양 질량의 55배만 되어도 태양 중원소와 동일하게 내려가야만 블랙홀이 되며, 태양 질량의 60배만 되도 태양 중원소 함량의 95%로 내려가게 된다. 이후에는 별로 차이가 나지 않는데 쌍 불안정성 초신성 폭발로 인한 질량 방출로 인해 질량이 큰 별이라 해도 별 차이가 나지 않아지기 때문이다. 태양 질량의 75배에서 최저치를 기록한 후 아주아주 서서히 올라가 285배 태양 질량까지 올라가야만 태양 중원소 함량을 회복한다.)

태양 질량의 125배를 넘어가면 헬륨 핵반응이 극도로 많이 일어나게 되므로, 탄소가 헬륨을 많이 흡수하므로, 산소가 엄청난 비율로 생성되고 많은 양이 쌓이게 된다. 이때 산소 극 내부는 초고압과 엄청나게 많은 질량이 산소가 쌓여 있지만 산소의 쿨롱힘이 강해 쉽게 핵융합은 일어나지 않고 계속 쌓여만 간다. 결국 산소는 축퇴되며, 더욱 더 축퇴된다. 이후 조건이 되었을 때에는 더욱 더 축퇴된 산소가 엄청난 폭발이 일어나는데 별 전체를 날려버려 아무것도 남기지 않게 된다.

결국 이 질량대에서는 중성자별이던 블랙홀이던 아무것도 남기지 않고 모두 다 날려버리는 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어난다. 이러한 폭발이 일어나는 질량대는 태양 질량의 125배~260배의 질량대를 가진 항성에서 일어난다. 이러한 아무것도 안남기는 쌍불안정성 초신성 폭발은 엄청난 양의 중원소를 날리게 되며, 특히 태양 질량의 250배의 항성에서 일어난 쌍 불안정성 초신성 폭발은 백색왜성의 Ia형 초신성 폭발보다 15배나 더 강하게 일어나며, 지구 근처에 이러한 초신성 폭발이 80광년 떨어진 곳에서 일어났다면, 지구 오존층의 95%가 파괴되고 생명체는 모조리 멸종하게 된다.

하지만 이렇게 아무것도 남기지 않는 쌍 불안정성 초신성 폭발은 중원소 함량이 0.541%이하, 즉 태양의 32%이하의 별들에서 나타나는 현상이다.

중원소 함량이 0.541%를 넘으면 복사층 중단에서도 어느 정도 CNO순환이 일어나 질량 방출도 많이 일어나고 풍선 효과 덕분에 중심핵에 가하는 압력이 어느 정도 상쇄되므로, 쌍 불안정성 초신성 폭발이 일어나지만, 별 전체를 날려버릴 만큼의 폭발은 일어나지는 않는다. 이는 중심핵에 가하는 압력이 풍선효과로 어느 정도 상쇄되므로, 중원소 함량이 낮은 별보다 중심핵의 질량도 작아지므로, 중심핵에 쌓여 있는 산소의 양도 적게 되며, 중원소라는 불순물도 섞여 있으므로 순수 산소의 질량도 줄어들어 폭발 산소 핵융합이 일어날 시 폭발력이 낮아지는 원인이 된다. (아무것도 안남기는 쌍불안정성 초신성 폭발의 질량 하한선은 태양 중원소 함량의 10만분의 1은 태양 질량의 117.1배, 0.01%는 117.6배, 0.1%이하는 118.2배, 1%는 118.8배를 유지하지만 이후 중원소 함량의 증대에 따른 효과로 5%의 별에서는 태양 질량의 120.6배, 10%는 124.5배,15%는 128.6배, 20%는 132.8배, 25%는 138배, 32%는 154.7배이다. 참고로 중원소 제로부터 태양 중원소 함량의 100만분의 1이하의 종족 III 항성들은 태양 질량의 116.4배까지 줄어든다.)

따라서 중원소 함량이 자신의 0.541%, 즉 태양 중원소 함량의 32%가 넘어가는 이러한 별들은 계속 핵반응을 하여 일생을 이어나가다가 중심핵에서 철이 많이 쌓이게 되어 초신성 폭발 후 결국 블랙홀로 붕괴된다. 하지만 전에 쌍불안정성 초신성으로 질량을 많이 날렸으므로 마지막 일생을 마칠 때 초신성 폭발로 인해 자신의 질량을 한껏 수월하게 날리게 된다. 따라서 태양 질량의 200배에 중원소 함량이 태양의 50%인 별이 남기는 블랙홀의 질량은 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 55배에 해당하는 별이 남긴 블랙홀의 질량과 동일한 태양 질량의 4.3배에 해당하는 블랙홀을 남긴다.

(물론 위의 설명처럼 중원소가 매우 풍부하면 중성자별을 남긴다.)

태양의 260배가 넘어가면 중원소 함량이 낮은 별도 쌍불안정성 초신성 폭발이 일어나더라도 별이 버틸 수 있는 질량이 있으므로 블랙홀을 남기게 된다. (아무것도 안남기는 쌍불안정성 초신성 폭발의 질량 상한선은 태양 중원소 함량의 1%는 263배, 20%는 275배, 32%는 290배이다. 종족 III의 별 태양 중원소 함량의 100만분의 1 이하의 별은 태양 질량의 261배이다. 즉 중원소 함량이 아무리 낮아도 상한선은 태양 질량의 260배가 넘게 된다.)

중원소 함량이 태양의 32%의 별은 산소 핵반응의 폭발적인 반응과 위에서 일어나는 CNO 순환의 힘이 플러스 되어 290배의 질량에서도 아무것도 안 남기는 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.) 하지만 태양 질량의 290배가 넘는 별는 블랙홀을 남기게 된다.

(역시 중원소가 매우 풍부하면 위의 설명처럼 중성자별을 남긴다.)

쌍불안정성 초신성 폭발로 인해 태양 질량의 60~120배에서 태양 중원소의 95%만 되도 중성자별을 남기던 별들은 이후 서서히 올라가 태양 중원소와 동일점이 되었을시에는 태양 질량의 285배에서 중성자별을 남기고 태양의 중원소 함량의 1.1765배에 태양의 13.5배 이상의 질량을 가졌다면, 질량에 상관없이 무조건 중성자별을 남긴다. (중원소 함량이 아주 풍부하면 태양 질량의 14배 이상에서 질량에 상관없이 무조건 중성자별을 남긴다.) 태양 중원소 함량의 1.1765배 즉 항성이 이 수치의 중원소의 양을 넘으면 태양질량의 천배가 넘어도 중성자별이 된다. 하지만 밑에서 설명하겠지만 중원소 함량이 높은 별은 일정 질량 쌓이면 핵융합이 일어나므로 별이 커지기 쉽지 않다. 태양 만큼의 중원소를 가진 별의 경우 별의 상한 질량치가 태양 질량의 150배가 한계이다.

초기 우주에는 태양의 중원소 함량보다 거의 1천분의 1이하에서 100만분의 1까지의 종족 2의 별이 많이 생성되었다. 중원소 함량이 100만분의 1 이하의 중원소 제로인 종족 3의 별의 평균 질량이나 초기 우주에 살았던 별들의 질량은 태양의 130~200배로 평균 태양의 180배였기 때문에 아무것도 안남기는 초신성 폭발을 하였다.

틈만 나면 이러한 초신성 폭발을 하였기 때문에 우주는 초신성 폭발로 인해 나오는 중원소들이 급격히 퍼져 종족 3인 별은 초기 우주 이른 시기에 사라지게 되었다.

이들은 당연히 무거운 금, 백금과 방사성 동위체인 캘리포늄, 페르뮴까지 뿌렸겠지만, 특히 지각의 구성 요소들인 규소, 칼슘, 황 등을 많이 뿌렸고, 철도 많이 뿌려 우주 성간 가스 내의 중원소 비율을 고르게 했다. 130억년전의 초기 우주에는 이러한 별들이 대량 생성되었으며 이들이 폭발하면서 내놓은 중원소를 관측할 수 있다. (이러한 별들은 우주 최초인 별들인 항성 종족 3에서 종족 2 사이 시절인 134억년전에서 100억년전까지 대량 생성되었다. 지금도 이러한 별들이 생성되고 있지만 초기 우주 시절과 비교해서는 아주 극소수일 뿐.. 지금은 거의 적색왜성이 많이 생성되고 O 분광형인 별들은 아주 극소수만 생성되고 있기 때문에..) 이러한 별들은 100억년전까지는 많이 생성되지만 그 이후는 서서히 줄어들게 되었고 지금도 이러한 별들이 곳곳에서 많이 생성되고는 있지만 초기 우주와 비교해서는 아주 적은 개체수일 뿐이다.

이러한 별들이 많이 태어났기 때문에 덕분에 우주 성간 가스내에 중원소들은 골고루 퍼졌으며, 우주 전체적으로 중원소가 고루 섞여 있는 역할을 하게 된 아주 중요한 요소들이었다.

항성 종족

항성은 중원소 함유량에 따라 3개의 종족으로 나누게 된다. 천체물리학에서의 중원소란 원자번호 6인 탄소를 포함한 탄소보다 더 무거운 원소들을 모두 중원소라 한다. 중원소를 금속이라고 불리기도 하므로 중원소 함유량은 금속함유량이라 불리워도 된다.

보통 중원소를 나타내는 수치는 항성이 가지고 있는 수소와 철의 비율을 나타내는 범위로 쓰이기도 하고 수소와 산소의 비율이나 탄소의 비율로 나타내기도 한다. 하지만 넓게는 항성이 가지고 있는 모든 중원소를 수치화 하였다. 대부분의 항성이 가지고 있는 대표적인 중원소는 세 가지인데 탄소, 산소, 철이며 나머지는 소량 가지고 있다.

종족 I

종족 I의 항성들은 태양의 중원소 함유량의 10%이상인 중원소가 풍부한 항성들을 뜻한다. 최초의 종족 I의 항성은 125억년전에 태어났으며 110억년전부터 우주의 모든 별들의 주류를 차지하였다.

현재 우주에서는 중원소 함량이 부족한 은하 외곽과 은하 바깥의 구름층 또는 우주에 존재하는 은하단과 그 바깥의 암흑물질에서는 아직도 종족 II의 별들이 많이 태어나고 있지만 은하 내부에서는 거의 종족 I의 별이 태어나고 있다. 은하 중심부에서는 태양의 3.5배의 중원소 함유량을 가진 별들도 많이 태어나고 있다. 대형 타원은하와 같은 격렬한 활동을 한 적이 있던 은하의 중심부에서는 태양의 중원소 함량의 4~5배나 되는 중원소를 함유한 별들도 있다.

앞으로 우주가 나이가 들수록 종족 I의 중원소 함유량도 더욱 더 많아지게 된다.

종족 II

태양 중원소 함유량의 100만분의 1에서 10%대의 중원소가 부족한 항성들을 뜻한다. 종족 II 항성들은 중원소는 부족하지만 충분히 CNO순환을 일으킬 수 있다.

종족 III가 초신성 폭발을 마친 직후부터 형성되어 대략 110억년전까지는 우주의 모든 별들의 주류를 담당하였다. 다만 우주에 중원소가 풍부해지면서 110억년전부터는 종족 I의 별의 갯수가 종족 II을 앞지르게 되었다.

지금도 우주에서는 중원소 함량이 부족한 은하 외곽과 은하 바깥의 구름층 또는 우주에 존재하는 은하단과 그 바깥의 암흑물질에서는 아직도 종족 II의 별들이 많이 태어나고 있지만 은하 내부에서는 거의 종족 I의 별이 태어나고 있다. 하지만 우주가 나이가 들수록 종족 II는 더욱 더 희귀해지게 된다.

종족 III

중원소가 0인 상태에서 태양 중원소 함유량의 100만분의 1까지의 항성들을 뜻한다. 중원소가 없던 134억 년 전의 우주에서 태어났던 최초의 항성이다. 종족 III의 항성들은 CNO순환이 불가능했다. PP반응(양성자 양성자 연쇄 반응)만 할 수 있었으므로 초기에 조금 늦게 핵융합을 하였다. 따라서 별의 덩치를 키울 수 있는 시간을 벌 수 있었고 종족 III의 별들 중 가장 큰 별은 태양 질량의 700배나 되었다.

종족 III의 별들의 평균 질량은 태양 질량의 180~200배나 되었다. 이들은 일생을 마칠 때 아무것도 남기지 않은 쌍불안정성 초신성 폭발을 하였다. 당시 이들이 폭발했던 쌍불안정성 초신성 폭발은 별 자체가 아무것도 남지 않았으므로 별이 일생 동안 만든 많은 중원소들을 외부로 고스란히 방출했다. 중원소가 방출되면 2세대 별은 중원소를 가진 별이 태어나게 되므로, 이것은 종족 III의 별이 이른시기에 사라졌음을 의미한다. 즉 종족 III 별들의 대부분은 아무것도 남기지 않는 쌍불안정성 초신성 폭발로 외부로 모든 중원소를 방출하고 이것이 종족 III의 별을 이른 시기에 사라지게 했다.

이들은 중원소가 부족하여 CNO순환이 불가능하므로 양성자 양성자 연쇄 반응만을 할 수 있었다. 하지만 양성자 양성자 연쇄 반응은 충분히 에너지를 공급할 수 없으므로 이들의 덩치를 유지할 수 없었다. 따라서 이들은 일생 초반부에는 특이한 방법으로 핵융합을 하였다. 질량은 크고 에너지는 부족하였기 때문에 내부가 수축하였다. 질량이 크기 때문에 내부가 어느 정도 수축해도 1억 K은 넘길 수 있었다. 내부 온도가 1억 4천만 K을 넘어가자 별 내부에서 헬륨 융합이 발생하여 탄소와 질소, 산소와 같은 중원소를 형성하였다. 중원소가 어느 정도 생성되어 중심핵 내부의 중원소의 양이 태양 중심부의 중원소의 함유량의 100만분의 1을 넘어가자 CNO 순환을 할 수 있게 되었다.

중심핵 내부에서 CNO순환을 시작하자 별의 내부는 부풀기 시작하여 온도와 압력을 떨어지고, 헬륨 핵융합은 멈추게 되고 CNO 순환과 PP 순환을 같이 융합하는 주계열 단계로써의 일생을 지내다가 말년에 초신성폭발로 수명을 마치게 되었다.

종족 III의 별들은 이렇게 특이한 초반부 일생을 시작하였다.

종족 III의 별의 평균 질량은 태양의 180~200배 수준이지만, 중원소 함량이 낮고 태양 질량의 260배가 넘어가면 초신성 폭발을 하여도 모두 다 날리지는 못하고 일부를 남기게 되어 블랙홀을 형성한다. 종족 III의 별들 중 가장 큰 별들의 질량은 태양 질량의 700~1000배나 되었다. 태양 질량의 450배가 넘어가는 항성이 남긴 블랙홀의 질량은 태양의 15배가 넘어가며, 태양 질량의 1000배나 되는 별이 남기는 블랙홀은 태양 질량의 33배나 된다. 참고로 일반적인 항성이 초신성 폭발을 하고 생성되는 블랙홀의 질량은 태양의 3~4배이다. 이렇게 태양 질량의 10~30배나 되는 거대한 블랙홀을 남겼으므로 이들 블랙홀의 활동으로 퀘이사를 형성하였고 초기 은하 형성에 기여하게 된다.

질량 상한선

항성의 질량 상한선은 항성의 중원소 함유량에 따라 다르다.

예를 들어 태양과 동일한 중원소 함유량을 가진 별의 최대 질량 상한선은 태양 질량의 150배이다. 중원소 함량이 태양의 65%는 180배, 50%는 200배, 10%는 320배이며 1%로 떨어지면 400배까지 늘어나게 된다. 중원소 함량이 적을 수록 초반에 핵융합이 시작되는 시점이 늦고, 복사층의 중, 하단에서의 핵융합 빈도가 낮아지므로 외부의 항성의 성장을 저해할 복사압이 나타나는 시기가 그만큼 늦어지기 때문에 질량이 더 커질 수 있다. 과거 항성 종족 III의 별은 평균 태양의 180배였으며, 아주 거대한 태양의 400~700배나 되는 별도 탄생되었고 심지어 태양의 1000배나 되는 별도 생성되었다.

태양 정도의 중원소를 가진 별들은 CNO순환을 더 활발히 일어나고 태양의 2배의 중원소를 가진 별들은 CNO순환이 더 활발히 일어나 핵융합이 더 일찍 시작되므로 별의 크기가 작아질 수밖에 없다. 예를 들어 태양의 1.3배의 중원소를 가진 별의 최대 질량 한계선은 태양의 131배, 1.5배는 119배, 2배는 103배, 3배는 88배까지 떨어진다. 우리 은하에서 중원소 함량이 극히 풍부한 별도 발견되고 있는데, 태양 중원소 함량의 3.5배에 해당하는 별도 발견되고 있다. 이러한 별의 질량 상한선은 태양 질량의 80배에 불과하게 된다.

과거에 별이 엄청나게 많이 생성되어 중원소가 많은 타원은하의 중심부와 안드로메다 은하의 중심부에서는 태양 중원소 함량의 5배에 해당하는 별도 존재한다.

태양 중원소 함량의 4배의 별의 질량 상한선은 태양 질량의 75.5배이며, 5배가 넘어가면 64.6배, 6배가 넘어가면 58.1배, 7배가 넘어가면 52.9배까지 질량 상한선이 줄게 되는데 심지어 태양 중원소 함량의 10배가 넘어가면 별의 질량 상한선은 태양 질량의 41.3배에 불과하게 된다. 미래의 우주에는 중원소 함량이 풍부해지므로 질량이 큰 별은 거의 생성되지 않게 된다.

하지만 별을 생성할 수 있는 성간 물질의 밀도가 매우 높다면 약간 더 크게 성장할 수는 있다. 지금까지 발견된 별들 중 가장 큰 별인 R136a1은 초기 질량이 태양의 325배였다. 중원소 함량이 태양의 35%인 이 별의 질량 상한선은 태양 질량의 230배가 최대 한계점이나 평시보다 무려 40%나 더 성장했다. 이는 당시 이 별이 태어날 때 성간 물질이 아주 빽빽하게 존재하여 별의 초기 복사압을 이기고 성간 물질이 떨어질 수 있었기 때문이었다. 따라서 별이 탄생될 때 주위에 얼마나 많은 성간 물질이 빽빽히 존재하느냐에 따라서 10~40%까지 더 성장할 수도 있다.

다만 앞으로 우주에서는 중원소 함량이 풍부한 별들이 많이 태어나기 때문에 질량이 커다란 별이라 할지라도 극히 큰 별이 생성되는 것은 매우 드물게 된다.