항성(恒星, 영어: fixed star) 또는 붙박이별은 막대한 양의 플라스마(플라즈마)가 중력으로 뭉쳐서 밝게 빛나는 납작한 회전 타원체(oblate spheroid)형의 천체이다. 통상적으로는 별(영어: star)이라고 부른다. 또한 지구에서 가장 가까운 항성은 태양으로, 지구상의 에너지 대부분을 공급한다. 그리고 지구에서 두 번째로 가까운 항성은 프록시마이다. 지구에서는 다른 별들을 밤하늘에서 볼 수 있는데 낮에는 태양 빛에 가려 보이지 않는다. 항성은 그 중심부에서 일어나는 핵융합 반응으로 풀려나는 에너지가 내부를 통과하여 방출되면서 빛을 내게 된다. 우주에서 수소와 헬륨보다 무거운 물질 대부분은 항성의 내부에서 만들어졌다. 별의 분광형 및 밝기, 우주 공간에서의 고유 운동을 통하여 항성의 질량과 나이, 화학적 조성 등을 알아낼 수 있다. 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 있으며, 이 도표를 통해 특정 항성의 나이 및 진화 단계를 알 수 있다. 항성은 수소 및 헬륨, 기타 중원소로 이루어진 성간 구름이 붕괴하면서 탄생한다. 중심핵이 충분히 뜨거워지면 수소 중 일부가 핵융합 작용을 통하여 헬륨으로 전환되기 시작한다. 나머지 수소 물질은 대류 및 복사 과정을 통하여 중심핵에서 생성된 복사 에너지를 바깥쪽으로 옮긴다. 항성은 내부에서 바깥쪽으로 작용하는 복사압과 자체 중력이 균형을 이룬 상태에 있다. 중심핵에 있는 수소가 모두 소진되면 태양 질량의 0.4배 가 넘는 항성은 적색 거성으로 진화하며, 이 단계에서 항성은 여러 중원소를 중심핵 또는 중심핵 주변에서 태운다. 항성은 생의 마지막에 자신이 지닌 질량을 우주 공간으로 방출하며 축퇴된다. 방출된 물질은 이전보다 중원소 함량이 더 많으며, 이는 새로운 별을 탄생시키는 재료로 재활용된다. 홑별(단독성)은 다른 항성과 중력적으로 묶여 있지 않고 홀로 고립된 항성이다. 우리의 태양은 대표적인 홑별이다. 이와는 달리 쌍성 혹은 다중성계는 두 개 이상의 항성이 중력으로 묶여 있는 구조이며, 보통 질량 중심을 기준으로 안정된 궤도를 형성하면서 공전한다. 두 별이 상대적으로 가까운 궤도를 그릴 경우 상호 작용하는 중력으로 인하여 항성 진화 과정에 큰 영향을 끼칠 수 있다. == 관측 역사 == 역사적으로 항성은 인간의 문명과 밀접한 연관을 맺어 왔다. 인류는 항성을 종교적 제의의 대상으로 여기거나, 천체를 이용한 항해 및 방위 판단에 항성을 이용했다. 고대 천문학자들은 항성은 천구에 붙어서 항구히 움직이지 않고 영원히 사는 존재라고 여겼다. 천문학자들은 합의를 거쳐서 항성을 별자리에 따라 묶었고, 이를 이용하여 행성과 태양의 움직임을 예측했다. 인류는 하늘의 별을 기준으로 태양의 움직임을 관측하여 태양력을 만들어서 농업 활동을 규칙적으로 수행하는 데 이용하였다. 현재 전 세계적으로 널리 쓰이는 그레고리력은 가장 가까운 항성 태양에 대한 지구 자전축 각도를 바탕으로 만든 달력이다. 가장 처음으로 신빙성 있는 항성 기록을 남긴 국가는 기원전 1534년 고대 이집트였다. 이슬람 천문학자들은 많은 별에 아랍어 이름을 붙였고, 그중 많은 수가 지금도 불리고 있다. 이들은 항성의 위치를 관측하고 예측할 수 있게 하는 많은 천문 관측기구를 발명했다. 1019년 천문학자 아부 라이한 알 비루니는 우리 은하를 성운 형태 항성이 뭉쳐서 이루어진 것으로 묘사했다. 일반적으로 항성은 모습이 거의 변하지 않지만 중국 천문학자들은 새로운 별이 나타나는 것을 알아냈다. 튀코 브라헤와 같은 초기 유럽의 천문학자들은 밤하늘에 새로 나타나는 천체를 발견하여 훗날 ‘신성’ 이름을 붙였다. 1584년 조르다노 브루노는 밤하늘의 별은 태양과 같은 존재이며 그들은 자신만의 행성을 거느리고 있고 이 행성 중에는 지구와 같은 천체도 있다고 주장했다. 브루노의 주장은 고대 그리스의 철학자 데모크리토스나 에피쿠로스가 이미 언급한 적이 있다. 17세기에 이르러 별이 태양과 같은 존재라는 사실은 천문학자 사이에서 정설로 받아들여지게 된다. 왜 태양 주변의 별이 태양계에 대하여 중력적으로 영향을 끼치지 않는가에 대해 아이작 뉴턴은 항성이 모든 방향으로 고르게 분포되어 있기 때문이라고 설명했다. 이 주장은 신학자 리처드 벤틀리가 제기한 것이기도 하다. 이탈리아 천문학자 제미니아노 몬타나리는 1667년 알골의 밝기가 변화하는 것을 기록으로 남겼다. 에드먼드 핼리는 지구 근처 ‘고정된’ 항성 한 쌍이 고유 운동을 보이는 것을 측정했다. 이 별들은 고대 그리스 천문학자 프톨레마이오스와 히파르코스가 살던 시절의 자리로부터 일정량 이동했다. 항성까지의 거리를 직접 측정한 최초의 사례는 1838년 프리드리히 베셀이 시차법을 이용하여 11.4광년 떨어진 백조자리 61을 측정한 것이었다. 시차 관측법을 통해 항성과 지구 사이의 거리는 매우 멀다는 것이 밝혀졌다. 윌리엄 허셜은 밤하늘 항성의 분포 상태를 측정한 최초의 천문학자이다. 1780년대 그는 600개에 이르는 방향을 기준으로 삼고, 각 구역 내 시선 방향을 따라 관측한 별의 수를 세었다. 이 방법으로 그는 별의 밀도가 우리 은하 중심 방향으로 갈수록 증가한다는 사실을 발견했다. 윌리엄 허셜의 아들 존 허셜은 아버지의 연구를 물려받아 남반구 하늘에서 같은 작업을 수행했고, 남반구에서도 은하 중심 방향으로 갈수록 별이 많아짐을 알아냈다. 또 윌리엄 허셜은 몇몇 별은 시선 방향과 일치하게 자리 잡지 않으며 동반 천체를 거느리는 쌍성 구조를 지님을 발견하였다. 요세프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키는 항성 분광학의 지평을 열었다. 이들은 태양과 시리우스의 스펙트럼을 비교하여 스펙트럼에 나타나는 흡수선(별의 빛이 온도가 낮은 대기층을 통과할 때 대기 중 원자나 이온이 특정 파장을 흡수하여 생기는 선.)의 개수 및 세기가 서로 다름을 알아냈다. 1865년 안젤로 세키는 항성을 분광형에 따라 분류했다. 그러나 근대적인 항성