1. 별의 정의
지구를 일컬어 초록별이라 하고, 금성을 샛별이라고 표현하기도 하지만, 보통 별이라고 할 때 붙박이별, 즉 항성(영어: Fixed Sart)을 가리킵니다. 중력으로 뭉쳐진 거대한 수소 공이 그 중심부에서 높은 온도와 압력으로 수소 핵융합을 함으로써 핵에너지를 생성하여 뜨거운 열과 밝은 빛을 내는 항성을 일컬어 스스로 타는 별, 이른바 '스타(Star)라고 하기도 합니다. 다. 지구에서 가장 가장 가까운 항성은 태양이며, 가장 가까운 스타라고 할 수 있으며, 지구상의 에너지 대부분을 공급합니다. 미국의 자연 주위 작가 헨리소로는 '태양은 아침에 뜨는 별이다'라고 표현하기도 했습니다.
밤하늘의 별들을 보면 영원히 존재할 것처럼 보이지만, 사실 별들도 인간과 같이 태어나고 살다가 늙으면 죽음을 맞이합니다. 별들이 태어나는 곳은 성운이라고 불리는 분자 구름 속입니다. 지구에서 두 번째로 가까운 항성은 프로시마입니다. 지구에서는 다른 별을 밤하늘에서 볼 수 있는데, 낮에는 태양 빛에 가려 보이지 않습니다.
138억 년 전 대폭발(빅뱅)로 탄생한 우주는 강력한 복사와 고온 고밀도의 물질로 가득 찼고, 우주 온도가 점차 내려감에 따라 수소와 헬륨이 먼저 만들어져 우주 공간을 채웠습니다. 우주 탄생으로부터 약 2억 년이 지나자 원시 수소가스는 인력의 작용으로 군데군데 덩어리 지고 뭉쳐져 수소 구름을 만들어 갔습니다. 이것이 우주에서 천체라고 불릴 수 있는 최초의 물체로, 별의 재료라고 할 수 있습니다.
홑별은 다른 항성과 중력적으로 묶여 있지 않고 홀로 고립된 항성을 말합니다. 태양이 대표적인 홑별이며, 상성 혹은 다중성계는 두 개 이상의 항성이 중력으로 묶여 있는 구조를 말합니다. 보통 질량 중심을 기준으로 안정된 궤도를 형성하면서 공전하고 두 별이 상대적으로 가까운 궤도를 돌 경우 상호 작용하는 중력으로 인하여 항성 진화 과정에 큰 영향을 끼칠 수 있습니다.
2. 별의 생성과 진화
항성은 분자 구름 속에서 태어나고, 이 구름은 성간 물질 중 밀도가 높은 지역으로 주로 수소로 이루어져 있으며, 약 23~28%의 헬륨 및 수 퍼센트의 중원소돟 포함하고 있습니다. 지금 이 순간에서 우리은하 곳곳의 성운에서는 별들이 태어나고 있습니다. 지구에서 가장 가까운 별 생성 영역은 오리온자리에 있는 오리온 대성운입니다. 오리온 대성운의 거대한 분자 구름 가장자리에 수소와 먼지로 이루어진 빛나는 영역 안에는 지금도 신생별들이 태어나고 있거나 태어나려 하는 중입니다.
3. 별의 관측 역사
항성은 인간과 문명과 밀접한 연관이 있습니다. 인류는 천체를 이용한 항해 및 방위 판단에 항성을 이용하기도 하고, 종교적 제의의 대상으로 여기기도 합니다. 천문학자들은 합의를 거쳐서 항성을 별자리에 따라 묶었고, 이를 이용하여 행성과 태양의 움직임을 예측했습니다. 인류는 하늘의 별을 기준으로 태양의 움직임을 관측하여 태양력을 만들고 이를 이용하여 농업 활동을 규칙적으로 수행했습니다. 오늘날 세계적으로 널리 쓰이는 그레고리력은 태양에 대한 지구 자전축 각도를 바탕으로 만든 달력이라고 할 수 있습니다.
최초의 신빙성 있는 항성 기록은 기원전 1534년 고대 이집트에 있습니다.
이슬람 천문학자들은 많은 별에 아랍어로 된 이름을 붙였으며, 이들은 항성의 위치를 관측하고 예측할 수 있는 많은 천문 관측 기구를 발명했습니다.
튀코 브라헤와 같은 초기 유럽의 천문학자들은 밤하늘에 새로 태어나는 천체를 발견하여 '신성'이라고 불렀습니다. 17세기에 와서는 별이 태양과 같은 존재라는 사실이 천문학자들 사이에서 정설로 자리 잡게 되었으며, 태양 주변의 별이 태양계에 대하여 중력적으로 영향을 끼치지 않는가에 대해서 아이작 뉴턴은 항성이 모든 방향으로 고르게 분포되어 있기 때문이라고 설명했습니다.
윌리엄 허셜은 최초로 밤하늘 항성의 분포 상태를 측정하였습니다. 1780년대 그는 600개에 이르는 방향을 기준으로 삼고, 각 구역 내 시선 방향을 따라 관측한 별의 수를 세고 이를 통해 그는 별의 밀도가 우리은하 중심 방향으로 갈수록 증가한다는 사실을 밝혀냈습니다. 윌리엄 허셜의 아들 존 허셜은 아버지의 연구를 이어서 남반구 하늘에서 같은 작업을 하였고, 남반구에서도 은하 중심 방향으로 갈수록 별이 많아진다는 것을 발견했습니다.
19세기 쌍성 관측 분야는 천문학적 내에서 활발히 이루어졌으며, 1834년 프리드리히 베셀은 시리우스의 고유 운동에 변화량이 있다는 것을 발견하였고 그것에 숨겨진 동반성의 존재를 예측했습니다. 에드워드 피커링은 1899년에 미자르의 스펙트럼선이 104일 주기로 갈라진다는 것을 토대로 분광쌍성의 존재를 처음으로 증명했습니다.
20세기에 와서는 항성 관측 발전 속도가 더욱 빨라졌으며, 이 시기에 개발된 사진은 천문학적 관측 도구 역할을 충실히 해냈습니다. 광전 광도계의 발명으로 빛 에너지를 전기 에너지로 바꿔서 여러 파장대의 밝기를 측정할 수 있게 되었으며, 바로 이전에는 카를 슈바츠실트가 항성의 색 및 온도를 겉보기 등급과 사진 등급을 비교하는 측정이 가능하다는 것을 알아냈습니다. 1913년 헤르츠스프룽-러셀 도표가 개발되었으며, 천체 물리학의 발전이 더 빨라지게 되었습니다. 이때 행성의 내부 및 항성의 진화를 설명하는 성공적인 모형들도 개발되었으며, 양자 물리학의 발전으로 항성의 스펙트럼 양상을 합리적으로 설명할 수 있는 이론이 개발되었습니다.
오늘날 망원경 수준으로는 북부 초은하단 내 성단과 수억 광년 떨어진 곳에 있는 국부 은하군 내 별을 관측하는 것이 가능하지만, 국부 초은하단 너머에 있는 별 및 성단을 자세히 보는 것은 불가능합니다. 그렇지만 최근에는 10억 광년 정도 떨어져 있는 거대 성단을 촬영하는 데 성공하였으며, 이 성단은 이전에 관측되었던 가장 먼 성단보다 열 배 먼 곳에 존재합니다.