별의 질량

태양보다 질량이 큰 별들은 드물다. 태양 중위 30광년 안에는 태양 질량의 네 배 이상 되는 별들은 존재하지 않는다. 태양에서 아주 멀리 떨어진 곳에 존재하는 질량이 큰 별들을 집중적으로 찾은 결과, 태양 질량의 100배 정도 되는 별들이 발견되었지만, 그렇게 큰 질량의 별들은 얼마 되지 않는다. 태양 질량의 100배를 크게 능가하는 별이 존재하는지에 대해 분명한 증거가 없다. 

 

 

이론적으로 볼 때 별이 가질 수 있는 가장 작은 질량은 태양의 12분의 1배이다. 이때의 별은 수소를 핵 연소시켜서 헬륨으로 변하게 할 정도로 내부가 뜨거운 별을 의미한다. 태양보다 작은 질량을 지닌 별들은 너무나 별리 떨어져 있어서 관측하기 어렵지만 존재하기는 한다. 

 

태양 질량의 100분의 1에서 12분의 1배 사이의 질량을 가진 천체들은 중수소가 관련된 핵반응으로 짧은 시간 동안 에너지를 생성할 수 있지만, 양성자를 헬륨으로 묶을 정도로 뜨거워지지는 못한다. 그런 천체들을 갈색 왜성이라 부른다. 수십 년 동안 천문학자들은 갈색 왜성의 예를 찾고자 노력했다. 갈색 왜성은 너무나 희미해서 관측되기 어려우므로 그런 탐색 작업은 쉽지 않다. 아주 희미한 천체가 아주 낮은 질량의 별이 아니라, 실제로 갈색 왜성이라고 확신하게 해 주는 데에는 매우 섬세한 기술이 필요하다. 

 

1995년에 3개의 천문학자 그룹에서 3개의 서로 다른 항성계에 갈색 왜성이 존재한다는 증거를 발표했다. 두 별은 플레이아데스 성단에 위치하고 있는데, 이 성단은 충분히 젊어서 새로 탄생된 갈색 왜성이 아직 완전히 소멸되지 않은 상태에 있다. PPL 15라고 불리는 한 후는 별들과 갈색 왜성이 경계선에 놓여 있는 것 같다. Teide 1이라는 두 번째 후보는 질량이 다소 작은 것 같지만 연구가 더 필요한 부분이 많다. 그러나 Gliese 229라고 불리는 후보는 목성 질량의 20배에서 40배 정도인 것으로 추측되므로, 갈색 왜성에 매우 가깝다고 볼 수 있다. 거대한 Keck 망원경으로 관측한 바에 따르면, 그 스펙트럼은 별의 바깥층에서 열에 의해 파괴한 것으로 보이는 메탄 분자의 존재에 대한 확실한 증거를 제시한다. 세계적인 연구팀들은 지금도 이러한 천체를 찾는 작업을 계속하고 있다. 

 

태양 질량의 100분의 1보다 작은 질량을 가진 아주 작은 천체는 행성이라고 부른다. 행성은 그들이 지닌 방사능 물젤에 의해 생성된 에너지를 방출하고, 또한 느리게 진행되는 중력 수축에서 생성된 열 에너지를 방출하는 것으로 추측된다. 그러나 행성 내부는 원자 핵 반응이 일어나기에 충분한 온도가 아니다. 태양 질량의 1000분의 1배 정도 되는 목성은 확실히 행성으로 볼 수 있다. 1990년대까지는 태양계의 행성만을 관측할 수 있었지만, 현재는 태양계 밖에 있는 행성을 찾아 나서기 시작했다.