1. 개요
20세기 초 미국 하버드 대학교 천문대에서 개발한 분류법으로, 항성의 표면온도에 민감한 스펙트럼에 근거하고 있으며, 표면온도에 따라 그 순서를 정해 오른쪽부터 감소하는 순서로 배열한다.2. 별의 분류
관측된 주계열성들의 실제 사이즈를 평균적으로 나타낸 것이다.[1] 제일 차갑고 어두운 M형을 시작으로 오른쪽으로 갈수록 기하급수적으로 밝고 뜨거워진다. 그러나 수명 또한 급격히 짧아져 제일 오른쪽 O형은 불과 몇백만 년밖에 살지 못한다. 생각과는 달리 주계열성들의 크기는 흔히 알던 적색 거성이나 청색 거성처럼 무지막지하게 차이가 나지 않는다. 가장 큰 O형 주계열성이 태양의 지름보다 10 배 정도밖에 크지 않으며,[2] 거대한 별들은 주계열에서 이탈하여 죽어가는 별들이 빵빵하게 부풀어오르는 것이다.
2.1. 볼프-레이에별
2.1.1. W형
2.2. 일반 항성
참고로 아래에 예시로 나온 별들은 해당 분광형을 가졌다는 것일 뿐 주계열성이라는 보장은 없으니 주의해야 한다. G형 주계열성만 해도 대략 30 광년(10 파섹)만 떨어져도 4~5 등급으로 보이며, K, M형 주계열성쯤 가면 지구에서 육안으로 관측하는 것이 사실상 힘들 정도로 작기 때문에 이름이 붙은 유명한 별도 없다. 육안으로 잘 보이는 유명한 G, K, M형 별들은 대부분 주계열 단계가 끝난 거성이다. 반대로 O형의 경우 애초에 워낙 무겁고 뜨겁기 때문에 주계열성 단계가 짧으며, 주계열성 단계와 거성 단계를 구별하기도 쉽지 않고 구분하는 의미도 별로 없다. F, A, B형이라고 하더라도 애초에 주계열성 단계보다 거성 단계가 훨씬 밝기 때문에 지구에서 잘 보이는 유명한 별들 중 많은 수가 거성이다.2.2.1. O형
성간 물질이 뭉친 양이 태양의 16 배를 넘어가면 O형 주계열성이 되고, 이들의 표면온도는 30000 K(O9)에서 55000 K(O2)에 달해 주계열성들 중에선 가장 뜨거운 별들이며, 지금까지는 O2 분광형까지만 관측되었다. 우세한 흡수선은 전리 헬륨선(He II선)과 다중 전리된 금속선이다.O형 주계열성은 아주 희귀하여 전 우주의 주계열성들 중 대략 1000만 개 중 3 개(약 0.00003 %)가 O형 주계열성이다. 반지름은 태양의 6.6 배 정도에 지나지 않으나, 밝기는 태양의 3만 배에 달한다. 인간의 눈으로 볼 때 O형 주계열성은 청백색의 빛을 뿜는다. 이처럼 희귀한 이유는 큰 질량이 뭉쳐서 별이 생길 확률이 그렇지 않을 확률보다 적은 것에 더해서 이 별들이 살아 있는 기간이 '너무 짧기' 때문이다. 태양 질량의 30 배 정도 되는 O7형 별의 평균 수명은 1100만 년, O3형 별은 300만 년밖에 되지 않으므로, 각각 태양의 현재 나이인 46억 년의 0.239%(O7), 그리고 0.065%(O3) 정도밖에는 살지 못한다. 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 짧아서 태어난 곳에서 멀리 못 달아나기 때문에 지구에서 관측하면 특정 구역에 O형별과 B형별이 모여있는 모습을 볼 수 있는데 이를 OB성협이라 부른다.
지구에서 가장 가까운 O형 별은 '뱀주인자리 제타'로, 그 수가 희귀한 만큼 멀어 366 광년이나 떨어져 있다.
다른 별은 알니타크(오리온자리 제타)가 있다.
2.2.2. B형
성간 물질이 뭉친 양이 태양의 최소 2 배에서 16 배 사이가 되면 B형 주계열성이 된다. 표면 온도는 최소 1만 - 3만 K으로 위에 쓴 O형의 위엄에는 크게 못미치나 여전히 아주 뜨겁다. 밝기는 태양의 25 배부터 최대 3만 배까지 다양하다. 왜 이처럼 밝기 차가 무지막지한가에 대한 답은, 수소핵융합의 속도는 온도의 세제곱에 비례하기 때문이다.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. 우세한 분광선은 중성 헬륨선이다.
일단 희귀성 측면에서 O형보다는 아주 많은데, B형 주계열성은 우주의 주계열성들 중 0.015% 정도다. 무시해도 좋을 정도의 적은 수치이기는 하나, O형의 비율에 비하면 아주 흔하다고 봐도 좋다. 질량이 따라 수명은 1천만 - 7억 년이다.
다만 밤하늘에 빛나는 별들 중 주계열 B형 별들 중 눈에 띄는 것은 없다. 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 알골 A, 아케르나르, 아크룩스, 레굴루스 등이 있다.
2.2.3. A형
태어날 때 뭉친 가스 물질의 양이 태양의 1.4 배에서 2 배 사이일 경우 A형 주계열성이 된다. 표면 온도는 최소 7500 - 최대 1만 K 정도에서 형성된다. 밝기는 태양의 5 - 25 배 사이에서 형성된다. 이는 재래식 손전등과 LED 등의 차이 정도 된다. 수명은 10억 - 15억 년 정도 된다. 우세한 흡수선은 수소 발머선으로, 수소 발머선이 가장 강하게 나타나는 분광형이다. 이유는 전체 중성수소 및 수소 이온 중 첫 번째 들뜸상태에 있는 수소원자의 비율이 1만 K 근방에서 최대가 되기 때문이다.[3] 또한 첫 번째 들뜸상태에 있는 수소는 발머 불연속면인 365 nm 보다 짧은 파장의 빛을 잘 흡수하기 때문에[4] 스펙트럼에서 약 365 nm를 경계로 그보다 짧은 파장에서 단위파장당 플럭스가 급격히 감소하는 현상이 나타난다.일단 A형은 앞의 B나 O에 비해 훨씬 연구가 많이 되어 있고, 그 수효 또한 많다. 우주 모든 별 중 약 0.06%를 차지한다. 사실 이 정도 비율도 무시할 수준이기는 하나 A형은 O형이나 B형에 비해 훨씬 오래 산다(최소 7억~ 최대 30억 년). 따라서 밤하늘에 보이는 주계열성들 중 그 수가 가장 많고 우리에게 잘 알려진 별들 중 상당수가 이 A형에 속한다.
대표적인 지구 근처 주계열성으로는 시리우스 A, 베가, 포말하우트, 알타이르, 아케르나르 B가 있다.
주계열성 시절 폴룩스가 A형 주계열성이였다.
2.2.4. F형
질량이 태양의 1.04 - 1.4 배일 때 형성되며 6070 K - 7250 K의 온도 분포를 보인다. 밝기는 태양보다 조금 더 밝은 수준에서 3배까지이다. F형은 주계열성의 대략 3% 정도로 희귀해도 많이 관측되는데, 밝기가 밝아서 100 광년 이내에서 많이 발견되기 때문이다. 수소발머선은 A형에 비해 약해지고, CaII나 FeII의 선과 같은 이온화된 금속선이 강해진다.수명은 20억 - 100억 년이다. 지구에서 보면 황색으로 보이지만 우주에서 관측하면 옅은 푸른색으로 관측된다. 이는 지구의 대기 때문에 색이 다르게 보이기 때문이다.
대표적으로 폴라리스 Ab, B, 프로키온이 있다.
아르크투루스와 알데바란이 주계열성이던 시절 F 분광형이었다.
2.2.5. G형
G형은 모든 주계열성들 중 가장 연구가 많이 되고 우리가 많은 것을 알고 있는 주계열성인데, 그 이유는 우리 태양이 바로 여기 속했다는 사실 하나 때문이다.지구에서는 황색에 붉은기가 섞여 있는 것처럼 관측되지만 사실은 지구의 대기 때문에 그렇게 보이는 것으로, 우주에서는 실제로 흰색에 미미한 푸른색을 띈다.[5] 질량은 태양의 0.8 - 1.04 배에 표면 온도는 5300 - 6070 K까지이다. CaII나 FeII과 같은 이온화 금속선이 강한 편이고 중성 금속선도 나타난다.
우주의 별들 중 0.7% - 0.8% 가량을 차지한다. 이들 중 태양의 분광형은 G2로, G형에서도 질량이 큰 편에 속한다. 수명은 80억 - 160억 년이며, 태양의 기대 수명은 약 120억 - 130억 년이다..
다른 것으로는 센타우루스자리 알파 A, 고래자리 타우 등이 있다. 거성으로는 대표적으로 카펠라가 있다.
2.2.6. K형
오렌지색 왜성이라 불리며 질량은 태양의 45% - 80%이며 표면 온도는 3850 - 5273 K의 온도 분포를 가지고 있다. 우주에서 관측하면 K0은 흰색으로 K9은 옅은 주황색이 섞인 백색으로 관측된다. FeI과 같은 중성 금속선이 강하다.비교적 흔하고 적색 왜성과 그 이하에 비해 그리 어둡진 않기 때문에 K형별은 별들 목록에서도 많이 분포하지만 광도가 어두워 멀리 있는 K형 별을 관측하기는 힘들다.
수명은 160억 년에서 1300억 년까지 살 수 있다. 즉 K형의 가장 큰 별의 경우라도 수명이 160억 년을 넘기고 우주의 나이가 138억 년 이므로 죽은 K형별은 없다고 볼 수 있다.
K형에 속하는 별로 아르크투루스, 알데바란, 폴룩스가 있다. 물론 이들은 왜성이 아닌 거성이다.
태양에서 가까운 오렌지색 왜성으로는 센타우루스자리 알파 B, 에리다누스자리 엡실론이 있다.
2.2.7. M형
적색왜성이라 불리며 우주에서 관측하면 분광형에 따라 옅은 황색부터 적색으로 보인다. 우주에서는 분광형 M0은 흰색에 옅은황색으로 관측되며 M5는 황색 M9은 적색으로 관측된다.질량은 태양의 8% - 45%까지이며 표면 온도는 2400 - 3850 K의 온도 분포를 가지고 있다. 낮은 온도에 의해 TiO 분자가 유지될 수 있기 때문에 스펙트럼에서 TiO 분자에 의한 흡수대가 관찰된다.
주계열성 중에서 가장 수가 많은데 우리 은하의 주계열성을 약 2천억개로 추정하는데, 초기질량함수에 따르면 이 중 76%가 적색왜성이다. 우주 전체로 범위를 넓혀도 최소 70%를 차지한다. 주계열성 단계에서 보내는 시간도 극히 길어서 질량이 큰 적색왜성이라면 최대 800억년, 경수소 핵융합을 간신히 유지하는 질량 한계인 태양 질량의 7.5%이고 중원소 함량이 많은 경우[6] 최대 17조 5천억년을 버틸 수 있다. 따라서 외부의 영향을 받지 않고 주계열성 단계에서 이탈한 적색왜성은 현 우주에 존재하지 않으며, 그야말로 영원을 사는 항성인 셈이다.
태양 질량의 8%인 적색왜성의 경우 중심핵 온도는 겨우 450만 켈빈이고 내부 압력도 태양의 13분의 1 수준이어서 핵융합 반응이 매우 느리게 진행된다. 태양이 초당 6억톤의 수소를 태우는데 비해 적색왜성은 질량에 따라 최소 초당 6백만톤에서 6천만톤의 수소를 태운다. 핵융합 반응이 느리고 약하기 때문에 발산하는 에너지도 작아서 가장 밝은 적색 왜성이라도 광도는 태양의 10%에 불과하며, 가장 어두운 적색 왜성은 태양의 1만분의 1도 존재하므로 어떤 적색 왜성도 망원경 없이는 관측이 불가능하다. 태양을 제외하고 가장 가까운 항성인 프록시마의 경우 광도가 겨우 태양의 0.17%로 실시 등급이 11등급이어서 기구 없이는 관측할 수 없다.
적색 왜성은 어둡기 때문에 100 광년 이내의 비교적 가까운 별이 연구대상이 되고 있다.[7] 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% 사이대의 별들의 양이 전체 적색 왜성들 중 70% 이상 차지한다는 뜻이다. 이는 작은 적색 왜성일수록 그만큼 수가 많아진다는 뜻이다. 즉, 질량이 태양의 10%만 넘어도 전체 주계열성 등위의 절반 안에 든다는 뜻이 된다.
생성된 지 얼마 되지 않은 갈색왜성들 또한 이 분광형에 속하는 경우가 있다. 그러나 갈색왜성의 핵융합 지속기간은 길어봐야 1천만년에 불과하여 매우 짧아 경수소보다 연소가 용이한 중수소나 리튬 등을 다 소모하면 더 이상 에너지를 생성하지 못하므로 L형 이하로 떨어지게 된다. 주계열성 단계에 진입한 천체는 극초기에 리튬을 전부 핵융합으로 소모해버리는 반면, 갈색왜성은 그렇지 못하기 때문에 스펙트럼에서 리튬이 검출되고 이를 갈색왜성과 적색왜성을 구별하는 지표로 쓴다.
M형에 속하는 별로 베텔게우스, 안타레스가 있다. 물론 이들은 왜성은 커녕 조만간 폭발할 거대한 적색 초거성이다. 거성이 아닌 별을 예로 들면 우리 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리가 대표적이다.
2.3. 확장 분광형
M형보다 차가운 갈색왜성과 초저온 항성들을 분류하기 위해 만들어진 분류이다. 비교적 최근에 생긴 분류이므로 생략하는 경우가 흔하다.2.3.1. L형
표면 온도는 1300 - 2400 K까지이다. 갈색왜성이 아님에도 이 분광형에 속하는 별들이 있는데, 초거성인 외뿔소자리 V838과 초저질량 항성인 2MASS J0523-1403이 그러한 경우이다. L형 갈색왜성과 L형 주계열성은 리튬의 존재 유무로 판별할 수 있다.L형 주계열성은 L0 - L3 사이의 분광형을 가지며, 질량은 태양의 7 ~ 8% 정도이다.[8] 확장되지 않은 분광형 분류에서는 M9로 취급되기도 한다.[9] 이들은 매우 어둡고, 질량 범위가 좁으며, 중원소가 적으면 이 분광형에 들 수 없으므로 발견된 L형 주계열성은 별로 없다.
2.3.2. T형
표면 온도는 700 - 1300 K까지이다.2.3.3. Y형
온도는 절대영도부터 700 K 까지로 별 중에서는 매우 차갑다. 일부는 표면 온도가 영하로 내려간다고 추정된다. 현재까지 발견된 별들은 이 분광형에 속하는 별 중에서도 가장 밝은 별들이 대부분이다.2.4. 백색왜성
2.4.1. D형
2.5. 탄소별
탄소별은 적색거성에서 산소보다 탄소가 더 많이 포함된 별로, 중심핵 근처의 헬륨층에서 핵융합으로 인한 열폭주[10]로 다량의 헬륨이 탄소로 변하는 현상이 일어나 다른 별들보다 탄소의 생성량이 많다.이런 형태의 별에서는 탄소가 별의 바깥쪽에서 산소와 결합하여 일산화탄소를 형성하고 남는 탄소들은 다양한 탄소 화합물을 만들며 그 화합물의 스펙트럼으로 인해 눈에 띄는 강한 붉은색의 별빛을 내게 된다.
대부분의 탄소별은 긴 주기를 가진 변광성이며, 강한 항성풍으로 질량을 잃고 있는 천체들도 많다.
가장 밝게 보이는 탄소별은 라 수페르바이다.
2.5.1. C형
탄소별의 분광형은 보통의 적색 거성인 M형과는 달라 C형이라고 새로 만들어진 분광형을 붙이며, C0~C7 까지 숫자를 붙인다.세부 분류로는 C-R, C-N, C-J, C-H, C-Hd 등이 있다2.5.2. S형
탄소별과 M형 항성의 중간으로, 스펙트럼상에서 M형 별에서 주로 보이는 일산화타이타늄(TiO) 선이 거의 없고 일산화지르코늄(ZrO)을 비롯한 S-과정에서 생성된 무거운 원소 계열 산화물 선이 존재하는 항성이다. 산소와 탄소의 함량이 높고 비슷하여 일산화탄소 분자가 탄소별과 같이 많으며 대부분 긴 주기를 가진 변광성인 경우가 많다. 기린자리 BD, 안드로메다자리 R과 같은 별이 대표적인 S형 항성이다.3. 여담
주계열성은 O B A F G K M이라는 순서때문에 다양한 암기법이 존재한다. 보통 영미권에서 Oh Be A Fine Girl Kiss Me로 두문자 암기법을 쓴다. 이딴 식으로 이해하기 힘든 분류법이 된 이유는, 원래는 관측되는 수소 발머선의 세기 순서로 A~Q까지 분류했었는데, 나중에 보니 이 중 상당수가 중복된 것으로 판명되어 통폐합되었고 그 뒤 수소 스펙트럼보다 온도가 훨씬 중요하다는 걸 알게 되어 순서가 바뀌었기 때문이다.[11] 물론 당연하지만 특정 단어들의 앞글자들로 순서를 정한 것 또한 아니다. 확장 분광형(L T Y)까지 외울때는 Love To You 를 뒤에 붙이기도 한다.주계열성의 분류가 은근히 형광등의 색과 비슷한 면이 있다.[12] 이는 색온도라는 교집합이 있기 때문.
초기에는 사진을 찍은 후 별이 찍힌 사진 위에 판을 놓고 거기에 광섬유를 꽂아 넣는 식으로 분광을 했다.[13] 그래서 인력이 굉장히 많이 필요했는데, 여기에는 많은 수의 여성 천문학자가 동원되었다. 말이 천문학자지 사실은 천문학 배운 여성 파트타임 노동자로 대우가 매우 좋지 않았다고 한다. 하필 여성들을 쓴 것에도 뭐 대단한 이유가 있던 게 아니라 그냥 인건비가 싸서.
이런 부류의 여성 천문학자 중 가장 유명한 사람은 할로 섀플리의 휘하에서 세페이드 변광성을 연구했던 헨리에타 스완 리비트가 있다.
먼 미래에 생성될 천체인 얼어붙은 별(Frozen Star)을 위해서 H형 분류를 신설하자는 제안도 있다. 그러나 가설상의 천체이기에 아직 정식으로 받아들여지지는 않고 있다.
[1] 실제 모양은 고려하지 않았다. O, B, A형의 주계열성은 자전속도가 매우 빨라 그림과 달리 회전 타원체 모양을 하고 있는 경우가 많다.[2] 그래도 부피로 보면 1000배이다.[3] 더 낮은 온도에서는 첫 번째 들뜸상태로 들뜨는 수소의 비율이 낮아지고, 보다 높은 온도에서는 전체 수소 중 이온화되는 수소의 비율이 높아진다.[4] 이 파장보다 짧은 빛이 첫 번째 들뜸상태에 있는 수소에 입사하면 수소가 이온화되며 빛을 흡수하기 때문이다.[5] 지구의 대기가 산란을 덜하는 시간대인 정오에 태양은 보면 흰색에 가깝게 보인다. 맨눈으로 오랫동안 보고 있으면 시야에 푸른 상이 맺히지만 눈 건강을 위해 따라하지는 말자[6] 중원소(리튬 이상의 무거운 원소)는 항성의 탄생과 진화에 큰 역할을 하는데 중원소 함량이 높으면 중심핵을 감싸는 단열재 역할을 하여 더 낮은 질량에서도 경수소 핵융합이 가능하게 하며 핵융합 반응의 진행 속도를 늦춘다.[7] 물론 고성능 망원경으로는 1만 광년 이상 떨어진 적색왜성도 관측이 가능하나, 밝기가 어두운 적색 왜성 특성상 데이터가 부실하게 나오고 가까운 적색왜성만 해도 충분히 차고 넘치기 때문에 가까운 적색 왜성을 주로 연구한다.[8] 항성의 질량 하한선은 중원소 함량에 따라 변동된다. 중원소가 너무 적으면 최소한계질량이 태양의 8%를 초과하며, L형 항성이 될 수 없다.[9] 그래서 같은 M9여도 밝기, 질량 등의 차이가 큰편이다.[10] 헬륨 섬광(Helium flash)라고 부른다[11] 발머선은 수소 원자가 다른 들뜸상태에서 첫 번째 들뜸상태로 되가라앉는 천이에 의해 생성되는데, 전체 수소 원자 및 이온 중 첫 번째 들뜸상태에 있는 수소원자가 차지하는 비율이 10000 K에서 최대가 되기 때문에 이 온도에 가까울수록 수소발머선의 세기가 강해진다. 바닥상태 수소와 첫 번째 들뜸상태에 있는 수소 간의 비는 온도가 증가할수록 커지지만 일정 온도를 넘어가면 이온화되는 수소의 비율이 늘어나기에 두 효과가 합쳐지면서 10000 K까지는 첫 번째 들뜸상태에 있는 수소의 비율이 증가하다가 더 높은 온도에서는 그 비율이 감소하는 것이다. 다른 원소의 경우에도 유사한 작용에 의해 온도별로 특정 들뜸상태/이온상태에 해당하는 원소의 비가 변해 별의 온도에 따른 흡수선 차이가 나타난다.[12] 각각 주광색-주백색-백색-온백색-전구색-주황색-적색에 대응된다.[13] 현대에도 다천체 분광에 종종 쓰이는 방식으로, SDSS 관측에서도 이와 동일하게 동판에 은하의 위치에 맞는 구멍을 여러 개 뚫어 구멍마다 광섬유를 꽂아 여러 은하들의 스펙트럼을 조사했다. 물론 현대에는 다수의 소형 로봇팔 등을 이용해 이런 형태의 작업을 최소화하는 시도도 이루어지고 있다.