최근 수정 시각 : 2019-06-22 18:06:28

주계열성

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1. 개요2. 상세3. 질량 한계
3.1. 항성 종족 Ⅲ의 별들
4. 종류
4.1. O형4.2. B형4.3. A형4.4. F형4.5. G형4.6. K형4.7. M형

1. 개요

파일:external/www.mtholyoke.edu/hr_diagram_big.jpg
[1]

주계열성 (主系列星, main sequence star)은 항성의 일생의 대부분(약 90%)을 차지하는 별의 진화 단계이다. 다만 항성이 될 수 있는 최소 질량은 태양의 7% 정도로, 이보다 물질이 적게 뭉치면 주계열성이 되지 못하고 갈색 왜성 등이 된다.

2. 상세

이 시기의 항성은 안정적인 핵융합 반응을 일으켜 별의 크기와 밝기가 일정하게 유지된다. 이렇게 수소를 비롯해 핵융합 연료를 소모해 가다가, 별 내부의 사용 가능한 핵융합 연료가 바닥나게 되면[2] 주계열성 단계를 이탈하게 되는데, 질량이 큰 항성일수록 이런 현상이 빠르다. 질량이 크면 중심 온도도 높고 그만큼 압력도 커지는 탓에 질량에 비해서도 핵연료의 소모량이 크기 때문이다.

일반적으로 질량이 크면 항성의 핵심의 온도도 커지므로 핵연료가 고갈되는 과정도 다르다. 우주 항성들의 대부분을 차지하는, 태양보다 질량이 훨씬 작은 별들은 핵의 온도가 헬륨을 핵융합할 수 있는 온도까지 도달하지 못하기 때문에 사용 가능한 수소가 고갈되면 그대로 주계열성에서 벗어나지만, 태양 질량의 55% 이상의 별들은 헬륨 핵융합에 성공한다. 또한 아무리 질량이 크고 중심의 온도가 높은 별도 일단 핵연료가 에 이르면 더 이상 핵융합이 진행되지 않는데, 철에서 더 무거운 원소가 생성되기 위해서는 에너지를 흡수해야 되기 때문이다. [3]

태양 질량의 150배의 별은 주계열성에서 200만 년간만 지속하고, 태양 질량의 7.5%인 작은 적색 왜성은 주계열 단계에서 17조 년이나 존재할 수 있다.

태양 또한 언젠가는 주계열성에서 벗어나 거성 단계를 밟게 될 것인데, 과학자들의 말에 따르면 약 63억 8000만 년 후가 될 것이라고 한다.[4]

3. 질량 한계

모든 별들은 내부 복사압과 중력이 평형을 이루는 시점까지 존재할 수 있는데, 이를 에딩턴 한계라고 부른다. 당연하지만 별이 지나치게 거대해 내부에서 생성되는 복사압이 중력보다 강하게 된다면 별은 질량을 주위로 방출하며 에딩턴 한계 밑으로 내려갈 것이다.

이는 항성이 함유하고 있는 금속(탄소 이상)의 함유량에 따라 차이를 보인다. 금속은 내부의 밀도 변화에 약간이나마 관여하기 때문에 차이를 보이는 것이다. 이 차이는 큰 차이는 아니지만 천문학에서는 중요하다.

주계열성의 질량 하한선은 태양과 비슷한 금속 함유량을 가지고 있다면 태양의 7.5%이고 좀 더 많은 금속 함유량을 가지고 있다면 7.2%까지 내려갈 수 있다. 반면 태양의 1만분의 1의 금속 함유량을 가지고 있다면 태양의 9%까지 올라간다.

질량 상한선도 마찬가지이다. 태양과 비슷한 금속 함유량을 가지고 있다면 태양 질량의 150배까지 가능하지만 태양의 2배의 금속 함유량을 가지고 있다면 103배까지 내려간다. 반대로 태양의 금속 함유량의 절반이라면 200배, 태양의 10분의 1의 금속 함유량을 가지고 있다면 320배까지 가능하고 금속 함유량이 태양의 100만분의 1 이하라면 최대 700배까지도 가능하다.

3.1. 항성 종족 Ⅲ의 별들

초창기 항성종족 Ⅲ의 별들 중 태양 질량의 500배가 넘는 별들도 존재했으며 이들 별은 생을 마치고 거대한 블랙홀[5]들이 생성되었고 퀘이사와 초기 은하 형성에 기여하였다.

종족 Ⅲ의 별들은 금속이 없어서 CNO 순환이 불가능하다. 따라서 처음에 바로 핵융합을 못 하므로 빨아들일 수 있는 시간적 여유가 존재해, 질량이 커질 수 있는데 그래서 이들의 평균 질량은 태양의 180~200배나 되었다.

종족 Ⅲ의 별들은 오늘날과는 조금 다르게 핵융합을 했는데 PP 반응으로는 이 큰 덩치를 유지하기는 불가능했으므로 중심핵이 수축하게 된다. 별이 크기 때문에 중심핵이 수축하여 1억 4천만 도가 넘어가면 헬륨이 융합할 수 있다. 적당히 헬륨이 융합하여 탄소가 형성되면 CNO 순환이 일어나게 된다. CNO 순환이 일어나면서 항성은 다시 밝아지며 중심핵도 팽창하게 되어 헬륨 융합은 멈추고 원래의 수소 융합을 하는 주계열로 변화한다.[6] 종족 Ⅲ의 별들은 이렇게 특이하게 핵융합을 한 별들이었다.

4. 종류

파일:external/upload.wikimedia.org/Morgan-Keenan_spectral_classification.png
관측된 주계열성들의 실제 사이즈를 평균적으로 나타낸 것이다. 제일 차갑고 어두운 M형을 시작으로 오른쪽으로 갈수록 기하급수적으로 밝고 뜨거워진다. 그러나 수명 또한 급격히 짧아져 제일 오른쪽 O형은 불과 몇 백만 년밖에 살지 못한다. 생각과는 달리 주계열성들의 크기는 흔히 알던 적색 거성이나 청색 거성처럼 무지막지하게 차이가 나지 않는다. 거대한 별들은 주계열에서 이탈하여 죽어가는 별들이 빵빵하게 부풀어오르는 것이다.

주계열성은 O, B, A, F, G, K, M 형으로 분류된다. 보통 영미권에서 Oh Be A Fine Girl Kiss Me라는 두문자 암기법을 쓴다. 이딴 식으로 이해하기 힘든 분류법이 된 이유는, 원래는 관측되는 수소가 많은 순서로 A~V까지 분류했었는데, 나중에 보니 수소 스펙트럼보다 온도가 훨씬 중요하다는 걸 알게 되어 순서가 바뀌었기 때문이다.

상세한 부분은 색등급도, 하버드 분류법, 여키스 분류법 참조

4.1. O형

성간물질이 뭉친 양이 태양의 16배를 넘어가면 O형 주계열성이 된다. 표면온도는 3만 도에서 가장 뜨겁다고 알려진 O2 분광형은 5만 5천 도에 이른다.

일단 O형 주계열성은 아주 희귀하여 전 우주의 별들 중 2천만 개 중 1개가 이 O형 주계열성이다. 반지름은 태양의 6.6배 정도이나 그 밝기는 태양의 3만 배이다. 인간의 눈으로 볼 때 O형 주계열성은 청백색의 빛을 뿜는다. 이처럼 희귀한 이유는 큰 질량이 뭉쳐서 별이 생길 확률이 그렇지 않을 확률보다 적은 것도 있겠지만, 이 별들이 살아 있는 기간이 '너무 짧기' 때문이다. 태양 질량의 50배 정도 되는 O형 별의 평균 수명은 불과 5백만 년밖에 되지 않는다. 따라서 인간이 밤하늘을 관찰할 때 살아있는 O형을 관측할 확률은 이 별의 생존 기간이 평균적인 다른 별들에 비해 짧은 만큼 줄어드는 것이다. 이 별들은 워낙에 많은 질량이 뭉쳐서 태어났기 때문에 주계열로 성장이 끝난 별 주위에도 별을 만들고 남은 가스가 둘러져 있어서 지구에서 볼 때 빛을 차단한다. 따라서 이 별에 대한 연구는 이하 서술할 보다 작은 별들에 비해 많이 제한되어 있다.

이들은 수명이 짧아 태어난 곳에서 멀리 움직이지 못하기 때문에 지구에서 관측하면 특정 구역에 O형별과 B형별이 모여있는 모습을 볼 수 있는데 이를 OB성협이라 부른다.

희귀한 만큼 지구에서 가장 가까운 O형 별은 '뱀주인자리 제타'로, 366광년 너머 떨어져 있다.

4.2. B형

성간 물질이 뭉친 양이 태양의 최소 2.5배에서 16배 사이가 되면 B형 주계열성이 된다. 표면 온도는 최소 1만~3만 도로 위에 쓴 O형의 위엄에는 크게 못미치나 여전히 아주 뜨겁다. 밝기는 태양의 25배에서 최대 3만 배까지 다양하다. 왜 이처럼 밝기 차가 무지막지한가에 대한 답은, 수소핵융합은 온도의 세제곱에 비례하기 때문이다. 온도가 2배 상승하면 밝기는 8배 증가하는 식이다.

B형 역시 우리 눈에 청백색의 빛을 뿜는다. 다만 일각에서 알려진 것처럼 B형은 청백색이고 O형은 청색으로 빛난다는 말이 있는데 일정 온도 이상 뜨거워지면 우리 눈에는 청백색보다 더 푸르게 보이는 일은 없다. 그 이유는 뜨거운 별들은 가시광선보다는 자외선 영역에서 대부분의 에너지를 뿜기 때문이다.

일단 희귀성 측면에서 O형보다는 아주 많다. 그 수는 우주의 별 1만 5천 개 중 1개 정도다. 무시해도 좋을 정도의 적은 수치이기는 하나 O형의 비율에 비하면 아주 흔하다고 봐도 좋다. 질량에 따라 수명은 1천만~8억 년이다.

다만 밤하늘에 빛나는 별들 중 주계열 B형 별들 중 눈에 띄는 것은 드물다. 무엇보다 수가 적어 지구에서 가까운 것이 몇 없다는 데 있다. 다만 소형 망원경을 통해 보면 잘 보이는 별들 수준으로 확장하면 그 수는 꽤 된다.

이 B형 별들의 특징이라면 자전 속도가 매우 빠르다는 데 있다. 수명이 워낙에 짧아서 태어났을 때의 각운동량이 다 없어지지 않은 것이 큰 이유이다. 너무 빨리 돌아가기에 아케르나르처럼 납작하게 찌부러진 경우도 있다.

대표적인 지구 근처 B형 주계열성으로는 오리온자리 웁실론, 마차부자리 에타, 용골자리 에타, 전갈자리 타우, 레굴루스, 아케르나르, 아크룩스, 미모사 등이 있다. 눈에 띄게 밝게 보이는 별은 레굴루스나 아케르나르, 아크룩스, 미모사 등이 있지만 레굴루스를 제외하면 북반구 중위도에서 보이는 것이 통 없어... 인지도 있는 별은 얼마 없다고 봐도 좋다.

4.3. A형

태어날 때 뭉친 가스 물질의 양이 태양의 1.4배에서 2.5배 사이일 경우 A형 주계열성이 된다. 표면 온도는 최소 7500~최대 1만 도 정도에서 형성된다. 밝기는 태양의 5배에서 25배 사이에서 형성된다. 이는 재래식 손전등과 LED등의 차이 정도 된다.

일단 A형은 앞의 B나 O에 비해 훨씬 연구가 많이 되어 있고 그 수효 또한 많아진다. 대충 우주 모든 별 중 약 1200개 중 1개를 차지한다. 사실 이 정도 비율도 무시할 수준이기는 하나 A형은 B형에 비해 확실히 오래 산다.[7] 따라서 밤하늘에 보이는 주계열성들 중 그 수가 가장 많고 우리에게 잘 알려진 별들 중 상당수가 이 A형에 속한다.

대표적인 지구 근처 주계열성으로는 시리우스, 베가, 포말하우트가 있다.

4.4. F형

질량이 태양의 1.03배에서 1.4배일 때 형성되며 6,070K~7,250K의 온도 분포를 보인다. 밝기는 태양보다 조금 더 밝은 수준에서 3배까지이다. F형은 대략 300개의 별들 중 1개로 희귀하지만 많이 관측되는데 밝기가 밝아서 100광년 이내에서 많이 발견되기 때문이다.

수명은 20억~80억 년이다. 지구에서 보면 황색으로 보이지만 우주에서 관측하면 옅은 푸른색으로 관측된다. 이는 지구의 대기 때문에 색이 다르게 보일 뿐.

4.5. G형

G형은 모든 주계열성들 중 가장 연구가 많이 되고 우리가 많은 것을 알고 있는 주계열성인데, 그 이유는 우리 태양이 바로 여기 속한다는 사실 하나 때문이다. 태양은 G2V로 분류된다.

지구에서는 황색에 붉은기가 섞여 있는 것처럼 관측되어 황색 왜성 이라고 불리지만 실제로는 우주에서는 흰색 별이다.[8] 이는 지구의 대기 때문이다.[9] 질량은 태양의 87%~1.03배에 표면 온도는 5,300~6,070K까지이다.

우주의 별 130개 중 1개뿐으로 역시 희귀하다. 태양의 분광형은 G2로 G형에서도 질량이 편에 속하므로 태양은 우주의 전체 별들 중 1% 안에 드는 '엘리트별'이라 할 수 있다. 수명은 80억~160억 년까지 존재한다.

4.6. K형

오렌지색 왜성이라 불리며 질량은 태양의 46%~90%이며 표면 온도는 3,850K~5,273K의 온도 분포를 가지고 있다. 우주에서 관측하면 K0은 흰색으로 K9은 옅은 황색이 섞인 백색으로 관측된다. 우주의 별들 중 30개 중 1개 꼴로 존재하기 때문에 K형 별들 중 질량이 가장 작은 별도 상위 4.2% 안에 들 수 있을 정도이다. 비교적 흔하기 때문에 K형은 별들 목록에서도 많이 분포하지만 광도가 어두워 멀리 있는 별을 관측하기는 힘들다. 맨눈으로 보이는 K형 주계열성은 백조자리 61번 별 정도. 그나마도 어두운 곳에서나 겨우 보인다.

수명은 150억에서 300억 년까지 살 수 있다. 즉, 우주의 나이가 137억 년이므로 수명이 다해[10] 죽은 K형 별은 없다고 볼 수 있다.

4.7. M형

적색 왜성이라 불리며 우주에서 관측하면 분광형에 따라 옅은 황색부터 황색으로 보인다. 우주에서는 분광형 M0은 흰색에 옅은 황색이 섞인 색으로 관측되며 M9은 밝은 황색으로 관측된다.

질량은 태양의 7%~46%까지이며 우주의 별들 중 95%이상을 차지한다. 미래의 우주에는 이러한 적색 왜성이 많이 생길 수 있는 환경이 조성되어 100억 년 후 우주에는 적색 왜성의 비율이 98% 이상까지 늘어나게 될 것이다.

적색 왜성은 질량과 중원소 함량에 따른 복합적인 수명계산으로 하면 최소 800억 년 이상 살 수 있다. 즉 적색 왜성이라면 800억 년 이하의 수명을 가진 적색 왜성은 없다는 뜻이다. 가장 질량이 작은 적색 왜성은 17조 5000억 년까지 살 수 있다. 우주의 나이는 불과 137.98억 년이므로 적색 왜성의 수명은 영원하다고 봐도 된다.

우주에 많이 존재하지만 가장 밝은 적색 왜성의 밝기는 태양의 10%에 불과, 가장 어두운 적색 왜성은 태양 밝기의 1만분의 1이므로 어떤 적색 왜성도 망원경 없이는 관측이 불가능하다. 따라서 우주에 아주 적게 있는 것처럼 보이지만, 고성능 망원경으로 우주를 관측하면 우주가 별로 꽉 차있는 것처럼 관측되는데, 그게 전부 적색왜성의 덕택이다.

적색 왜성은 어둡기 때문에 비교적 100광년 이내의 가까운 별이 연구대상이 되고 있다.[11] 더 자세한 내용은 해당 항목을 보면 된다.

우리 은하에 존재하는 적색 왜성의 평균 질량은 태양의 9.5%로 집계된다. 이는 적색 왜성들 중에서도 태양의 8~11% 사이에 있는 별들의 양이 전체 적색 왜성들 중 70% 이상 차지한다는 뜻이다. 또한 작은 적색 왜성일수록 그만큼 수가 많아지고, 질량이 태양의 10%만 넘어도 전체 주계열성 등위의 절반 안에 든다는 뜻이 된다. 참고로 질량이 큰 축에 속하는 적색 왜성이 4.2% 안의 상위권 레벨이다.


[1] 위의 그림은 HR 다이어그램으로, 가로축은 항성의 분광형(스펙트럼형)이고 세로축은 별의 밝기 그리고 오른쪽 아래로 그어진 사선들은 별의 크기(로그스케일로 증가)로 오른쪽으로 갈수록 별의 표면온도가 낮고 위로 갈수록 밝은 별이다. 이 그림에서 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 쭉 내려오는 선상에 있는 별들이 주계열성이다.[2] 엄밀히 전부 바닥나는 게 아니고 어디까지나 중심핵 내부를 기준으로 사용 가능한 연료가 바닥날 뿐이다. 핵융합은 별에서도 일부분에 불과한 중심에서만 일어난다는 사실을 명심하자. 우리 태양이 주계열성을 마치면 태양의 무게의 17.5%에 해당하는 헬륨 중심핵이 생성되며 그 상태에서 껍질 융합이 일어나 거성 단계로 진입한다.[3] 핵자 간 결합에너지 순으로 니켈-62, 철-58, 철-56, 니켈-60, 크롬-54 순이다.[4] 그 와중에도 태양의 밝기와 크기는 증가하기 때문에 지구의 표면은 그보다 훨씬 전인 5~10억 년 내로 생명이 살 수 없는 공간이 될 것이라고 예측된다.[5] 일반적인 항성초신성 폭발 후 생성된 블랙홀의 질량은 태양의 3~4배 수준이지만 이들이 남긴 블랙홀은 태양의 10~15배나 되었다.[6] 중심핵 내부의 금속 함유량이 태양의 100만분의 1을 초과하게 되면 CNO 순환으로 안정된 핵융합이 가능하다.[7] 최소 7억~ 최대 30억 년.[8] 정확히는 푸른빛이 미미하게 섞인 흰색. 실제로 우주에서 태양을 관측하면 미미하게 푸른색이 섞여있다. 애초에 한 단계 아래인 K형 중 밝은 것만 해도 미미하게 푸른빛이 도는데 G형은 전체가 미미한 푸른색일 것이다.[9] 지구의 대기가 산란을 덜하는 시간대인 정오에 태양은 보면 흰색에 가깝게 보인다.[10] 다른 별과 충돌하거나 블랙홀 등에 흡수되거나 하는 등의 이유로 수명을 채우지 못하고 소멸할 수는 있다.[11] 물론 고성능 망원경으로는 1만 광년 이상 떨어진 적색 왜성도 관측이 가능하나 밝기가 어두운 적색 왜성 특성상 데이터가 부실하게 나오기 때문에 가까운 적색 왜성을 주로 연구한다.

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