항성
항성 또는 붙박이 별은 막대한 양의 플라즈마가 중력으로 뭉쳐 밝게 빛나는 납작한 회전 타원 체형의 천체이다. 통상적으로는 별이라고 부르고 지구에서 가장 가까운 항성은 태양으로 지구상의 에너지의 대부분을 공급한다. 그리고 지구에서 두 번째로 가까운 항성은 프록시마이다. 지구에서는 다른 별을 밤하늘에서 볼 수 있는데 낮에는 태양 빛에 가려져 보이지 않는다. 항성은 그 중심부에서 일어나는 핵융합 반응으로 풀려나는 에너지가 내부를 통과해 방출되면서 빛을 내게 된다. 우주에서 수소와 헬륨보다 무거운 물질 대부분은 항성의 내부에서 만들어졌다. 별은 분광형 및 밝기, 우주공간에서의 고유 운동을 통해 항성의 질량과 나이, 화학적 조성 등을 알아낼 수 있고 이 중에서도 질량은 그 항성의 진화 및 운명을 결정하는 가장 중요한 변수이다. 질량 외에도 항성의 특징을 결정하는 요인에는 진화 과정과 반지름, 자전 주기, 고유 운동, 표면 온도 등이 있다. 헤르츠스프룽-러셀 도표는 밝기와 표면 온도를 기준으로 항성의 분포를 나타내고 있고 이 도표를 통해 특정 항성의 나이 및 진화 단계를 알 수 있다. 항성은 수소 및 헬륨 기타 중원소로 이뤄진 성간 구름이 붕괴하면서 탄생한다.
항성이 태어날 때의 구성비는 대체로 70%의 수소 28%의 헬륨 및 나머지 2% 중원소로 구성되어 있다. 무거운 원소의 비율은 통상적으로 항성 상층부 대기 내에 포함된 철의 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 있으며 무거운 원소의 함량은 그 항성이 주위에 행성을 거느리고 있는가를 추측하는 지표이기도 하다. 지금까지 발견된 사레 중에 가장 금속 함유량이 적은 별은 HE1327-2326으로 이 별의 중원소 함유비는 태양의 20만 분의 1에 불과하며 반대로 사자자리의 뮤의 중원소 함유율은 태양의 두 배에 이르며 행성을 거느린 허큘리스 자리 14의 경우 중원소 비율이 세 배에 이른다. 크로뮴이나 희토류 원소와 같이 화학적 특이성을 보여 스펙트럼상 평범하지 않은 원소가 많이 함유된 경우도 존재한다고 한다.
항성은 분자 구름 속에서 태어나며 이 구름은 성간 물질 중 밀도가 높은 지역으로 주로 수소로 이루어져 있으며 약 23~28퍼센트의 헬륨 및 수퍼센트의 중원소도 포함돼 있다. 이렇게 항성이 태어나는 대표적 장소로 오리온 성운을 들 수 있다. 질량이 큰 별은 태어난 후 강력한 빛으로 주위 먼지구름을 밝히며 주변 구름을 이온화하고 전리 수소 영역을 만든다. 모든 별은 삶의 대부분을 주계열 단계로 보내는데 이 기간에 별은 중심핵에서 수소를 태워서 헬륨으로 바꾼다. 질량이 다른 별들은 진화 단계에서 각자 극명하게 다른 물리적 속성을 보여준다. 무거운 별은 주변 환경에 미치는 영향의 형태에 있어서 가벼운 별과는 다르다. 천문학계는 항성을 질량에 따라 초저질량 별, 저질량 별, 중간 질량 별, 고질량 별로 분류한다.
항성은 태양처럼 홀로 생겨나기도 하지만 두개 이상의 별이 동시에 생겨 서로 공전하기도 하는데 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 말한다고 한다. 성단과 같이 더 큰 항성계도 존재한다. 성단은 성협과 같이 별 몇 개가 느슨하게 묶인 집단으로부터 구성 성단처럼 수백수천 개의 항성이 빽빽하게 뭉친 경우까지 다양하다. 태양에 대한 항성의 움직임을 통해 항성의 나이 및 탄생 장소, 가까운 은하의 구조 및 진화에 대한 지식을 얻을 수 있고 시선 속도는 항성의 스펙트럼 선을 이용한 도플러 효과로 구할 수 있으며 단위는 km/sec으로 나타낸다. 고유 운동은 정밀 측정 장치로 값을 구하며 단위는 연간 밀리 초각으로 나타내고 별의 시차가 주어지면 고유 운동을 속도로 변환할 수 있다. 고유 운동 값이 큰 별은 상대적으로 태양과 가까우며, 이들은 시차 측정이 쉬운 대상이다. 고유 운동 및 시선 속도 값을 모두 알고 있다면 한 항성이 태양 또는 은하에 대해 움직이는 우주 속도를 계산할 수 있다. 근처 별 중 종족 1 항성은 대체로 늙은 종족 2 항성에 비해 운동 속도가 느린 것으로 관측됐다. 종족 2 항성은 은하면에 대해 기울어진 타원 궤도를 그리면서 공전하는 것으로 밝혀졌고 인접한 항성의 움직임을 비교해 성협의 존재를 알게 됐다. 성협의 구성원은 큰 규모 분자 구름 속에서 함 다 같이 태어났으며 같은 고유 운동을 보인다.
항성의 운명은 처음 날때의 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 사이다. 일부 별은 우주의 나이와 비슷한 137억 살 근처일 것으로 보인다. 이전까지 가장 나이가 많은 별은 HE 1523-0901로 알려졌으나 2013년 기준으로 가장 오래된 항성이자 천체는 HD 140283으로 그 추정 나이는 136억 6천만 년에서 152억 6천만 년 사이다. 이에 나사는 이 별에 성경에서 가장 장수한 인물로 나오는 므두셀라에서 딴 므두셀라성이라는 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 수백억 년에서 수억 년까지 산다.