주계열성

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주계열성의 종류
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<colcolor=#000>0.07 ~ 0.08배^M	1700K ~ 2400K	L형 주계열성· L형 준왜성
0.08 ~ 0.5배	2400K ~ 4000K	M형 주계열성· M형 준왜성
0.5 ~ 0.8배	4000K ~ 5500K	K형 주계열성· K형 준왜성
0.8 ~ 1.03배	5500K ~ 7000k	G형 주계열성· G형 준왜성
1 ~ 1.4배	7000K ~ 9000K	F형 주계열성
1.4 ~ 2.1배	9000k ~ 15000K	A형 주계열성
2 ~ 16배	15000K ~ 20000K	B형 주계열성
15배 ~ 120배	20000K ~	O형 주계열성
* M: 금속 함량에 따라 이 범위 내여도 갈색왜성일 수 있으며, 비확장 분광형에서는 M형으로 간주된다.
※ 다른 틀 둘러보기 : 주계열성 이후 · 갈색왜성의 종류 · 갈색왜성의 이후 진화 천문학 관련 정보			}}}}}}}}}

1. 개요2. 상세

2.1. 질량에 의한 온도 결정2.2. 이후 핵융합

3. 단계

3.1. 전주계열성(원시 주계열성)3.2. 초기 주계열성(주계열 영년)3.3. 주계열성3.4. 늙은 주계열성

4. 질량 한계

4.1. 항성 종족 Ⅲ의 별들

5. 종류

5.1. O형5.2. B형5.3. A형5.4. F형5.5. G형5.6. K형5.7. M형

6. 관련 문서

위 H-R도에서 중앙을 가로지르는 S자 곡선이 주계열성(Main Sequence Star)의 분포이다.

1. 개요

主系列星 / Main Sequence Star

주계열성은 안정적으로 핵융합을 일으키며, 수소를 연료로 소모하는 시기인 "주계열" 상태에 속한 항성이다. 주계열 상태는 항성 일생의 대부분을 차지한다. 만일 새로 태어난 어린 별이 주계열성으로의 성장에 실패하면 갈색왜성이 된다.

주계열 단계는 분광형 뒤에 붙는 알파벳으로 구분할 수 있다. 여키스 분류법에서 주계열성은 분광형 뒤에 V가 붙는다.

주계열 상태는 사람의 인생에 빗대자면 건강한 청장년기 시기로, 연료 역할을 하는 수소가 모두 소진되면 질량에 따라 각각 다른 별들로 변화하며 주계열성 단계를 벗어나게 된다.

2. 상세

2.1. 질량에 의한 온도 결정

주계열성이 결정되는 것은 온도에 따라 결정되나, 이 온도는 질량에 따라 결정된다.
주계열성의 색은 빈 변위 법칙(Wiensches Verschiebungsgesetz)을 따른다는 것이 알려져 있다.

2.2. 이후 핵융합

질량이 크면 항성의 중심핵 온도도 높아지는데, 이때 핵연료가 고갈되는 과정이 각각 다르다. 예컨대 태양보다 질량이 훨씬 작은 조그만한 적색왜성들은 항성 전체에서 일어나는 대류 현상으로 인해 헬륨 핵을 만들지 못하고 사용 가능한 수소가 고갈되면 청색왜성이 되어 그대로 주계열성에서 벗어나지만, 태양 질량의 25%부터는 헬륨 핵의 형성과 핵 주변에서의 수소 융합이 진행될 수 있으므로 상대적으로 작은 크기의[1] 적색거성으로 팽창할 수 있으며, 태양 질량의 55% 이상의 K형 주계열성들부터는 마침내 헬륨 핵융합에 성공하며 적색거성으로 거대하게 팽창하게 된다.
이보다 더 거대한 항성들은 핵융합으로 산소와 규소까지 만들어내지만, 아무리 질량이 크고 중심핵의 온도가 높은 별이라도 철에 이르면 더 이상 핵융합이 진행되지 않는다. 이는 철에서 더 무거운 원소를 합성하기 위해서는 반대로 에너지를 흡수시켜야 하기 때문이다. 핵융합 반응에서 잿더미와 같은 역할인 것이다.[2]

지금으로부터 약 70억 년 내로 태양 또한 수소가 바닥나 주계열성 상태를 벗어나고 적색거성 단계로 넘어가게 될 것이다. 이때 태양의 부피가 늘어나 광도가 폭발적으로 증가하기 때문에 지구는 더이상 생명체가 존재할 수 없는 행성이 된다.[3]

3. 단계

3.1. 전주계열성(원시 주계열성)

Pre-Main Sequence Star

자세한 내용은 항성 문서 참고하십시오.
전주계열성은 주계열성이 되기 전의 항성으로 이 시점부터 가시광선 파장으로 관측이 가능하다.

3.2. 초기 주계열성(주계열 영년)

초기 주계열성 / Early Main Sequence
이제 막 주계열 상태에 들어간 주계열성을 뜻한다. 이후 핵융합이 안정됨에 따라 주계열성으로 진입한다.

3.3. 주계열성

Main Sequence Star
이 시기의 항성은 안정적인 수소 핵융합 반응을 일으키기 때문에 내부 압력[4]과 외부 압력[5]이 평형을 이루어(정역학 평형) 별의 크기와 밝기가 일정하게 유지된다.

3.4. 늙은 주계열성

주계열성 이후 항성의 진화

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<colbgcolor=#EDEDED,#000>

주계열
단계

초기 태양 질량에 따른 구분^*

<rowcolor=#000><nopad>

≤
0.25

<nopad>

≤
0.4

<nopad>

≤ 2.25
≤ 7.5

<nopad>

≤
9.25

≤
20

<bgcolor=#97B8FF>

≤
45

≤
130

<nopad>

≤
250

≤
10³

<nopad>

10³
≤

늙은 주계열성

초대질량 항성
(쿼시 별)

밀집성
단계와
그 후

헬륨 백색왜성^*

백색왜성

중성자별
(킬로노바·마그네타)

블랙홀

잔해 없음

블랙홀

흑색왜성^*· Ia형 초신성· 헬륨 별^*

철 별^*

블랙홀

초대질량 블랙홀로 흡수

호킹 복사로 소멸

{{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px; min-height:calc(1.5em + 5px)"
{{{#!folding [ 각주 ]
{{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px"

* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체

WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
*: 참고

1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.

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※ 다른 틀 둘러보기 :
주계열성의 종류 · 갈색왜성의 종류 · 갈색왜성의 이후 진화

천문학 관련 정보

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Late Main Sequence Star
주계열 단계의 막바지에 다다른 주계열성이다. 핵융합 반응을 지속하는데 쓸 수 있는 수소[6]가 마침내 바닥나게 되면 압력과 복사압의 평형이 깨져 중력이 중심핵을 쥐어짜게 되고 주계열성 단계에서 이탈한다. 질량이 클수록 항성의 수명은 짧아지는데 -1.5~-2배 꼴로 감소한다. 태양 질량의 100배가 넘는 O형 항성은 100만~1천만년이라 수명이 매우 짧은 반면, 항성으로 정의하는 조건인 경수소 핵융합을 간신히 진행하는 적색왜성은 800억년~최대 17조 5천억년으로 우주의 역사보다 훨씬 더 수명이 길다.

주계열성 시절에 K형~O형이었던 항성이라면 준거성으로 넘어가기 직전인 단계이며, 태양 질량의 8%배~16%의 질량을 가진 적색왜성은 이미 밀도가 매우 높기 때문에 거성으로 진화하지 못하고 밝기를 올려 청색왜성으로 진화한다.

4. 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. 중원소 함량이 많으면 CNO 순환이 일어나기 용이해져서 원시별이 주계열성에 진입하는 시간을 단축시키는데, 주계열성 단계에 도달하면 중심핵에서 양성자-양성자 연쇄반응이 일어나 막대한 복사압을 방출하는데 이 복사압은 항성의 질량을 더 늘릴 성간 매질을 날려버린다.

주계열성의 질량 하한선은 태양과 비슷한 금속 함유량을 가지고 있다면 태양의 7.5%이고 좀 더 많은 금속 함유량을 가지고 있다면 7%까지 내려갈 수 있다. 반면 태양의 1만분의 1의 금속 함유량을 가지고 있다면 태양의 9%까지 올라간다. 극단적으로 금속 함량이 매우 높다면 태양의 4%까지 내려갈 수 있다. 이러한 천체는 수소 핵융합이 일어남에도 표면 온도가 0℃에 불과하여 얼어붙은 별이라는 이름을 가진다. 가설상의 천체로, 우주에 금속이 더욱 풍부해진 먼 미래에만 생성이 가능할 것이다.

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.

4.1. 항성 종족 Ⅲ의 별들

초창기 항성종족 Ⅲ의 별들 중 태양 질량의 500배가 넘는 별들도 존재했으며 이들 별은 생을 마치고 거대한 블랙홀 [7]들이 생성되었고, 퀘이사와 초기 은하 형성에 기여하였다.

종족 Ⅲ의 별들은 금속의 비율이 매우 낮거나 없다시피 해서 CNO 순환 [8]으로 "수소→헬륨+에너지" 핵융합이 불가능했다. 따라서 처음에 바로 핵융합이 일어나지 않아, 주변의 먼지와 같은 질량을 추가로 받아들일 수 있는 시간적 여유가 존재해 주계열성 초창기 상태에서 질량이 훨씬 커질 수 있었다. 이들의 평균 질량은 태양의 180~200배나 되었다.

금속 함유량이 전무하고, 태양질량 500배 이상의 초창기 종족 Ⅲ의 별들은 오늘날과는 조금 다르게 핵융합을 했다. 일반적인 A형~M형까지의 핵융합 방식인 PP 반응 [9]가 일어나도, 어마어마한 질량과 큰 덩치를 유지하는데에 있어서 중력이 더 강했기에 안정적인 덩치유지와 핵융합이 불가능했다. 결국 항성 중심의 중력에 의해 중심핵이 더더욱 수축(압축)하게 된다. 별이 크기 때문에 중심핵이 끊임없이 수축하여 에너지가 응축되고, 마침내 1억 4천만 도가 넘어가면, 수소 → 헬륨 + 에너지 핵융합이 이루어져 진행되었다. 같은 원리로 한차례 더 나아가, 같은 원리로 항성 중심부에서 헬륨핵에서 핵융합이 이루어져서 탄소핵까지 형성되면, 마침내 CNO 순환이 일어나는 환경이 갖춰진다. CNO 순환이 일어나면서 안정된 핵융합이 이루어지면, 항성은 다시 밝아지고 중심핵도 팽창하게 되어, 중력과 핵융합 에너지 평형이 맞게 되어, 헬륨 융합은 멈추고 원래의 수소 융합을 하는 주계열로 변화한다.[10]

이렇게 초창기 종족 Ⅲ의 별들은 좀 특이하게 핵융합을 한 별들이었다. 일반적인 항성이 주계열성을 지나 적색거성 단계의 핵에서 만들어지는 C(탄소)핵을, 넘사벽 수준의 엄청난 질량과 중력의 힘 덕분에, 주계열성이 되기 전에 만들어서 CNO순환으로 안정적인 주계열성의 단계처럼 입성한 것이다. 물론 질량이 굉장히 큰지라, 태양이 약 100억년동안 주계열성 단계에서 수소핵을 융합하는 것에 비해, 불과 수만~수십만년 안에 수소핵을 전부 소진했을 것이다.

5. 종류

파일:external/upload.wikimedia.org/Morgan-Keenan_spectral_classification.png

관측된 주계열성들의 크기를 평균적으로 나타낸 것이다. 제일 차갑고 어두운 M형을 시작으로 오른쪽으로 갈수록 기하급수적으로 밝고 뜨거워진다. 그러나 수명 또한 급격히 짧아져 제일 오른쪽 O형은 몇백만 년밖에 살지 못한다. 주계열성들의 크기의 편차는 적색 거성이나 청색 거성처럼 크지 않다. 우리가 흔히 떠올리는 태양을 점으로 만들어버릴 정도로 거대한 별들은 주계열에서 이탈하여 죽어가는 늙은 별들이 팽창한 것이다.

주계열성은 O, B, A, F, G, K, M 형으로 분류된다. 보통 영미권에서 Oh Be A Fine Girl Kiss Me[11][ Oh Be A Fine Gay Kiss Me]라는 두문자 암기법을 쓴다. 지1 수험생들은 "우비 아빠 김규(큐)민" , “오븐에 빠진 콧물” 같은 식으로 외운다고 한다. 알파벳 순을 따라가지 않고 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.

일부 주계열성은 L형 분광형에 속하기도 한다. 그러나 질량 범위가 태양의 7~8% 사이로 매우 좁으므로 흔치 않으며, 비확장 분광형에서는 이들도 M형으로 편입시키는 경우가 흔하다. 상세한 부분은 H-R도, 하버드 분류법, 여키스 분류법 참조.

태양 주변, 혹은 현 시점 거의 모든 우주에서 주계열성의 분포 비율은 다음과 같다. 사실상 3/4가 보이지도 않는 적색왜성이며, 태양은 상위 4%대[12]의 별이고, 밤하늘에 주로 잘 보이는 A형 이상의 별은 전체의 0.8%도 안 됨을 알 수 있다.

5.1. O형

자세한 내용은 O형 주계열성 문서 참고하십시오.

5.2. B형

자세한 내용은 B형 주계열성 문서 참고하십시오.

5.3. A형

자세한 내용은 A형 주계열성 문서 참고하십시오.

5.4. F형

자세한 내용은 F형 주계열성 문서 참고하십시오.

5.5. G형

자세한 내용은 G형 주계열성 문서 참고하십시오.

태양이 여기에 속한다.

5.6. K형

자세한 내용은 K형 주계열성 문서 참고하십시오.

5.7. M형

자세한 내용은 적색왜성 문서 참고하십시오.

6. 관련 문서

레인-엠든 방정식

[1] 태양 지름의 수십 배. [2] 핵자 간 결합에너지 순으로 니켈-62, 철-58, 철-56, 니켈-60, 크로뮴-54 순이다. [3] 태양이 적색거성가지의 끝에 도달할 경우 매우 높은 광도 때문에 카이퍼 벨트로 골디락스 존이 이동할 것으로 보인다. [4] 핵융합 반응으로 인한 강력한 폭발력. [5] 별을 쥐어짜듯 압박하는 중력. [6] 항성 전체 질량의 10% 정도이나 적색왜성은 자기 질량의 거의 100%를 쓴다. [7] 일반적인 항성의 초신성 폭발 후 생성된 블랙홀의 질량은 태양의 3~4배 수준이지만, 이들이 남긴 블랙홀은 태양의 10~15배나 되었다. [8] 탄소, 질소, 산소가 섞인 핵을 촉매제로 수소 → 헬륨 + 핵융합 에너지 반응. 태양 질량의 1.1배 이상&일정부분 이상 금속함유량 조건하에 적용. [9] 현재 태양의 핵융합 방식으로 알려진 반응. 태양 질량의 1.1배 이하의 항성이 이 방법으로 수소 → 헬륨 + 에너지로 핵융합작용을 한다. [10] 중심핵 내부의 금속 함유량이 태양의 100만분의 1을 초과하게 되면 CNO 순환으로 안정된 핵융합이 가능하다. [11] 한국에서는 Oh, Beautiful And Fine Girl. Kiss Me!'라는 배리에이션도 있다. [12] 위 그림이 태양 주변 별을 대상으로 함을 고려하면, 가장 밝은 G형별 1,2위 리길 켄타우루스와 태양의 위치는 정확히 F형 마지막 줄의 주황 점 2개로 특정될 수 있다.

후주계열단계	청색왜성	준거성					볼프-레이에별^WL LBV
		거성^色*		초점근거성가지	(LBV) 초거성· 극대거성^色*
		적색거성	헬륨 섬광^* (O·B형 준왜성)
			수평가지별 (적색덩어리거성)
			점근거성가지 (OH/IR 별)
					(OH/IR 초·극대거성)	볼프-레이에별^WL
		행성상성운· PG 1159 별		초신성· 극초신성				쌍불안정성 초신성	극초신성