주계열성(主系列星)은 항성의 중심핵에서 수소 핵융합반응을 시작하여 안정된 평형상태를 이루는 단계의 항성을 의미한다. 항성의 생애 가운데서 가장 안정된 기간이며, 우리 눈에 보이는 별들의 90%정도가 이 주계열성에 해당한다. 물론 이렇게 보면 우주에서 가장 많이 존재할 것 같지만 실상은 눈에 잘 보이지 않는 갈색왜성이나 적색왜성들이 무수히 많기 때문에 어찌보면 이 주계열성은 우주에서의 귀족과 같은 별들이라 할 수 있다. 여담으로 우리가 거의 매일 보는 태양도 이 주계열성 단계에 들어가 있다.
주계열성은 항성 일생 중 85%를 차지한다. 예를 들어 우리 태양의 총 일생은 123억 6500만년인데, 이 중 주계열 단계가 109억년이다. 태양은 3200만살에 주계열 단계에 진입해서 109억 1400만살에 주계열 단계를 끝마치고 준거성으로 진입하게 된다.
이렇게 주계열성이 항성 일생 중 가장 길기 때문에 우주에 존재하는 항성들 중 대부분이 주계열성 형태로 관측된다.
특성[편집 | 원본 편집]
이 계열에 속하는 별들은 질량이 클수록 광도와 반지름이 커지고 밀도가 낮아진다. 그리고 질량이 지나치게 클 경우 핵 반응 속도가 빨라지기 때문에 상대적으로 수명이 짧아지고, 질량이 작아서 간신히 이 단계에 들어선 별들의 경우 상대적으로 긴 특성을 가진다. 수소 핵융합이 일어나는 중심부의 온도는 대체로 400만K이며, 질량이 커질수록 중심부의 온도는 더 뜨거워진다. 태양 질량의 40배가 넘는 거대 항성의 중심부의 중심 온도는 5000만K까지 올라간다.
항성이 수축하는 축퇴압(중력)과, 핵융합으로 발산되는 열압력이 일치하여 일종의 평형상태를 이루기 때문에 상당히 안정한 시기이다.
H-R도표상에서는 왼쪽 위쪽부터 오른쪽 아래로 내려가는 대각선 방향이 바로 이 주계열성의 단계이다, 일반적으로 핵-복사층-대류층으로 구성되지만, 태양보다 질량이 2배 이상 큰 항성의 경우에는 워낙에 에너지 방출량이 많다보니 대류층과 핵이 퓨전되어 대류핵과 복사층으로 이루어져 있으며, 태양 질량의 16% 이하의 항성들은 별의 내부가 대류층으로만 이루어져 있다.
대체로 이 주계열성 단계에서 자체적으로 보유한 수소 질량의 20%정도를 소모하게 되어 중심부에 일정한 비율의 헬륨핵이 쌓이게 되면 항성은 점차 부풀기 시작하여 적색거성으로 넘어가게 되면서 주계열성의 단계를 끝내게 된다.
에너지 생산[편집 | 원본 편집]
주계열성은 수소 핵융합을 통해 에너지를 생산한다. 수소 핵융합은 PP 반응(양성자 양성자 연쇄 반응)과 CNO 순환이 있는데 질량에 따라 다르다. PP반응은 보통 질량이 작은 항성들이 일으키는 핵반응이고 질량이 커질수록 CNO순환의 빈도가 늘어난다.
PP반응은 중심핵의 온도가 400만K에, 태양 질량의 7.5%가 되면 일어나게 된다.
CNO순환은 탄소, 질소, 산소를 촉매로 일으키는 반응인데, 이러한 핵반응은 무거운 원자핵의 돌진하는 힘 덕분에 PP반응에 비해 쿨롱힘을 극복하기가 쉬어지므로, 핵융합 반응을 더 촉진시킬 수 있다. 다만 CNO의 활동성이 보장되어야 하므로 중심부의 온도가 1300만K이 넘으면 서서히 일어나기 시작하며, 1800만K이상이 되어야 지배적으로 일어난다. (참고로 CNO순환은 중원소 함량의 태양의 100만분의 1만 되도 안정적으로 일어나므로 현재 우주에 존재하는 모든 별들 중에 중원소가 부족해서 CNO순환이 불가능한 별은 존재하지 않는다. 다만 CNO순환은 중원소인 CNO를 촉매로 사용하기 때문에, 질량이 작은 별에서는 불가능하고, 중간급 이상의 별에서 일어날 수 있다.)
우리 태양의 중심핵의 온도는 1360만K이므로 CNO순환의 비중은 1.5%에 불과하다. 하지만 태양 질량의 1.5배가 되면, CNO순환의 비중은 35%를 넘어가며, 태양 질량의 1.8배가 넘어가면 CNO순환의 비중은 50%를 넘어간다.
즉 질량이 태양의 1.8배 이하이면 PP반응이 지배적이고, 태양 질량의 1.8배를 넘어가면 CNO순환이 지배적으로 일어난다.
주계열성은 이렇게 수소 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 안정기를 뜻한다. 수소를 다 태우면 각자 자신의 질량과 중원소 함량에 따라 제각각 말년을 보낸 후 수명을 마치게 된다.
이와 관련한 내용은 항성의 핵융합에서 볼 수 있습니다.종류, 분광형[편집 | 원본 편집]
주계열성은 표면온도에 따라 분광형이 나뉜다. 예를 들어 태양의 분광형은 G2이며 주계열을 뜻하는 V를 붙여 G2 V의 주계열성이라고 한다.
늙어서 조만간 준거성에 진입할 늙은 주계열성은 주계열을 뜻하는 V와 준거성을 뜻하는 IV를 합쳐 V/IV로 둘을 겹쳐서 표면하기도 한다.
초기 우주에서는 중원소가 아주 낮고 질량이 큰 별은 표면온도가 63273K을 넘게 되어 분광형 W의 형태를 가진 주계열성도 존재했었다.
여기서 소개되는 분광형에 해당되는 질량은 중원소 함유량이 태양과 동일한 경우를 기준으로 나뉘었다.
O형 주계열성[편집 | 원본 편집]
질량은 태양의 13.5배 이상, 표면온도는 30273K이상의 별을 뜻한다. 지름은 태양의 4배~10배이며, 밝기는 태양의 1만배가 넘어가며, 수명은 200만년~1300만년으로 짧으며, 우리 은하의 별의 2천만개 중 1개 뿐인 별이다. 즉 우리 은하의 4천억개의 별들 중 O형 주계열성의 별은 2만개에 불과하지만, 밝기가 워낙 밝아 멀리서도 관측이 되므로 여러 개의 O형 주계열성이 발견되고 있다.
청색의 별로써 방출되는 에너지의 90%이상은 자외선 영역으로 내뿜기 때문에 가시광석 영역으로 관측하면 실제보다 낮게 나온다. 분광형 O5보다 더 뜨거운 별의 경우는 자외선 영역으로 내뿜는 빛이 전체의 95%를 넘어간다. 사람의 눈은 가시광선 영역밖에 못보므로 O형 주계열성은 약간의 청색이 섞인 백색으로 관측된다.
이렇게 자외선 영역으로 대부분의 빛을 발산하기 때문에 O형 주계열성은 실제 관측보다 훨씬 밝게 보이며 자외선 영역으로 관측하면 푸른 빛에 파뭍힌 것처럼 관측된다.
O형 주계열성은 대부분은 초신성 폭발로 수명을 마치게 된다.
B형 주계열성[편집 | 원본 편집]
질량은 태양의 2.2배~13.5배까지의 항성으로써 표면온도는 10273K~30273K을 나타내고 있다. 즉 섭씨로 따지면 가장 차가운 B형 주계열성도 1만도를 넘게 된다. 수명은 1300만년~9억년으로 비교적 오래 산다. 밝기는 태양의 20~1만배로 굉장히 밝기 때문에 전체 주계열성 갯수의 1만 5천개 중 1개꼴에 불과하지만 밤하늘에는 상당히 많이 존재하는 것처럼 보인다.
B형 주계열성은 질량이 커질수록 굉장히 희귀해지므로, 거의 대부분의 갯수는 태양의 2~3.5배 이내에 모여 있다. 우주에서 관측하면 진한 청색으로 보이지만 지구에서는 청백색으로 관측된다. 사람의 눈은 가시광선 영역밖에 못보므로 B형 주계열성은 청백색으로 관측되며 백색광이 강하게 나타난다.
B형 주계열성은 대부분 백색왜성으로 되지만 태양 중원소 함량과 동일한 경우 태양 질량의 13배가 넘는 B형 주계열성의 경우는 초신성폭발을 통해 수명을 마치게 된다.
A형 주계열성[편집 | 원본 편집]
1200개의 별들 중 1개 꼴로 매우 희귀하지만 밝기는 태양의 4배~20배에 이르기 때문에 밤하늘의 90% 이상의 별은 A형 주계열성으로 관측된다. 수명은 9억~25억년으로, 질량은 태양의 1.48배~2.2배에 이른다.
수명이 상당히 길기 때문에 A형 주계열성은 많이 관측되며 연구도 활발히 진행되는 별이다. A형 주계열성부터는 가시광 영역으로도 빛을 많이 방출하기 때문에 상대적으로 자세한 관측이 용이하다.
표면온도는 7273K~10273K이며, 우주에서 관측시에는 푸른빛을 내뿜지만 지구에서는 백색으로 관측되어 흰색 주계열성이라고도 한다.
F형 주계열성[편집 | 원본 편집]
300개의 별들 중 1개 꼴로 희귀하지만 밝기는 태양의 1.2배~4배에 이르므로 밤하늘에서는 상당히 많이 관측된다. 수명은 25억년~105억년이며, 질량은 태양의 1.04배~1.48배에 이른다.
표면온도는 6073K~7273K이며, 우주에서 관측시에는 분광형 F0은 푸른빛에 약간의 흰색이 포함된 빛을 내뿜으며 F9은 약간의 푸른빛에 흰색바탕의 빛을 내뿜지만, 지구에서는 황백색으로 관측된다.
G형 주계열성[편집 | 원본 편집]
100개의 별들 중 1개꼴로 희귀하지만, 우리 태양은 G형 주계열성으로 가장 친숙한 주계열성이다. 질량은 태양의 89%~1.04배이며 밝기는 태양의 60~120%이다. 수명은 100억~150억년으로 상당히 길다.
표면온도는 5273K~6073K이므로 우주에서 관측시 흰색에 약간의 푸른빛이 섞여 있지만 지구에서는 황색으로 관측되므로 노란색 주계열성이라 불린다.
태양은 분광형이 G2로 G형 주계열성들 중 중에서 질량에서는 상위권에 속한다. 즉 태양은 질량상으로는 전체 항성들 중 1%안에 드는 엘리트별이라 할 수 있다.
K형 주계열성[편집 | 원본 편집]
30개의 별들 중 1개꼴로 희귀하지만, 그래도 전체 은하계의 별들 중 3%이상을 차지한다. 질량은 태양의 47%~89%이며, 밝기는 태양의 10%~60%이다. 수명도 매우 길어 150억~900억년이나 된다.
표면온도는 3873K~5273K이다. 분광형 K0은 흰색에 아주 미미한 푸른빛이 섞여 있는 상태이며, K5는 완벽한 흰색의 별이다. 분광형 K9은 흰색에 미미한 황색이 섞여 있는 상태이지만 지구에서 관측되면 오렌지색으로 보이므로 K형 주계열성은 오렌지색 별로 불리운다.
M형 주계열성[편집 | 원본 편집]
적색왜성이라고도 하며 태양 질량의 7.5%~47%이며, 밝기는 태양의 0.014%~10%이다. 수명은 매우 길어 900억년~17조 1천억년에 이른다. 분광형 M0는 흰색에 미미한 황색이 섞여 있으며 M9는 흰색과 황색이 반반 섞여 있는 황백색의 상태로 관측된다. 하지만 지구에서는 모두 다 적색으로 보이므로 적색왜성이라고도 한다.
사실 밝기가 매우 낮기 때문에 가장 가까운 적색왜성들도 망원경이 아니면 관측이 불가능하다. 적색왜성은 우주의 항성들 중 95%로 매우 흔하다. 100억년 후 미래의 우주의 적색왜성의 비율은 98%까지 늘어나게 될 것이다.
적색왜성이 이렇게 흔한 이유는 긴 수명에 가장 많이 생성되기 때문이다.
적외선 영역으로 빛을 관측하기 때문에 가시 광선 영역으로 보면 질량이 태양의 10%이하의 별의 경우는 태양 광도의 1만분의 1이하부터 10만분의 1 이하까지 관측된다. 즉 분광형 M5 이하로는 적외선이 차지하는 비중이 75%까지 늘어나며, M8의 경우는 93%까지 늘어난다. M9의 경우는 95%까지 늘어나는데 가장 질량이 작은 적색왜성의 실제밝기는 태양의 7천분의 1이지만, 가시광선 영역으로 관측하면 태양의 15만분의 1까지 떨어지게 된다.