B형 주계열성
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
B형 주계열성은 하버드 분광형에 처음 등장했으며, 태양보다 크고 뜨거운 별의 한 종류이다. 질량은 태양의 2배에서 16배, 표면 온도는 10,000 K에서 30,000 K 사이이며, 강한 자외선을 방출한다. B형 별은 빠르게 자전하며, CNO 순환을 통해 에너지를 생성한다. 일부 B형 별은 Be형 항성으로 분류되어 스펙트럼에 수소 방출선을 보이며, 강헬륨 항성, 약헬륨 항성, 수은-망간 항성과 같은 화학적 특이성을 나타내기도 한다. B형 주계열성은 외계 행성을 거느리기도 하며, KELT-9b, HIP 78530 b 등이 그 예이다.
더 읽어볼만한 페이지
- 주계열성 - G형 주계열성
G형 주계열성은 수소를 헬륨으로 핵융합하는 주계열성으로 약 100억 년의 수명을 가지며 적색 거성을 거쳐 백색 왜성으로 진화하고, 생명체 진화에 필요한 조건과 외계 행성계를 가질 가능성으로 외계 행성 탐색의 주요 대상이 되는 별이다. - 주계열성 - O형 주계열성
O형 주계열성은 매우 뜨겁고 밝은 별로, 질량이 크고, 수명이 짧으며, 광도가 태양의 수만 배에 달하고, 매우 드물게 관측된다. - B형 주계열성 - 스피카
스피카는 지구에서 약 250광년 떨어진 처녀자리 α별로, "처녀의 밀 이삭"을 의미하는 라틴어에서 유래했으며, 분광쌍성이자 회전 타원체 변광성으로 두 개의 청색거성으로 이루어져 빠른 자전과 강한 상호 중력으로 인해 특이한 물리적 특성을 보이는 밝은 쌍성계이다. - B형 주계열성 - 민타카
민타카는 오리온자리의 삼태성 중 하나로, 다중성계이며, 분광쌍성임이 밝혀졌고, 성간매질 존재 증거를 제공한 중요한 천체이다. - 항성의 형태 - 중성자별
중성자별은 초신성 폭발 후 남은 태양 질량의 1.4배에서 3배 정도 되는 질량을 가진 고밀도 천체로, 주로 중성자로 이루어져 있으며 빠른 자전과 강력한 자기장을 가진 펄서, 마그네타 등 다양한 유형이 존재하고, 쌍성 중성자별의 합병은 중력파와 감마선 폭발을 발생시키며 철보다 무거운 원소 생성에 기여하는 것으로 알려져 있다. - 항성의 형태 - 변광성
변광성은 밝기가 주기적으로 변하는 별을 의미하며, 내재적 변광성과 외재적 변광성으로 분류되고, 광도곡선을 통해 분석하며, 우주 거리 측정에도 활용된다.
| B형 주계열성 | |
|---|---|
| 특징 | |
| 종류 | 주계열성 |
| 분광형 | B |
| 색 | 청백색 |
| 질량 | 태양의 2 ~ 16배 |
| 표면 온도 | 10,000 ~ 30,000K |
| 상세 정보 | |
| 광도 계급 | V (주계열성) |
| 질량 범위 | 2 ~ 16 M☉ |
| 표면 온도 범위 | 10,000 ~ 30,000 K |
| 수명 | 2000만 ~ 4억 년 |
| 대표적인 별 | 알데라민 (A형과의 경계) 레굴루스 (B형에서 가장 밝음) 스피카 폴룩스 미아플라시두스 |
| 설명 | |
| 정의 | B형 주계열성은 분광형이 B이고 광도 계급이 V인 주계열성임. |
| 스펙트럼 | 중성 헬륨선이 특징적임. 수소선도 나타나지만, A형 주계열성만큼 강하지는 않음. |
| 질량 및 수명 | 질량은 태양의 2배에서 16배 사이임. 표면 온도는 10,000 ~ 30,000 K 사이임. 수명은 2000만 ~ 4억 년으로 짧음. |
| 진화 | 수소 핵융합을 통해 에너지를 생성함. 수명이 다하면 적색 거성이나 초신성으로 진화함. |
2. 역사적 배경
B형 항성의 개념은 19세기 말 하버드 항성 분광 순서에서 처음 등장했으며, 하버드 측광 목록 개정판에 수록되었다. 초기 B형 항성은 스펙트럼의 청자색 부분에서 이온화되지 않은 헬륨 선이 나타나고, 단일 이온화된 헬륨 선은 나타나지 않는 것으로 정의되었다.[3][4] 그러나 이후 더 정교한 스펙트럼 분석 결과, B0형 항성에서 이온화된 헬륨 선이 발견되었고, A0형 항성에서도 이온화되지 않은 헬륨의 약한 선이 관측되었다.
이후 항성 분광 목록은 특정 주파수에서 흡수선의 강도를 측정하거나, 서로 다른 선의 강도를 비교하여 별을 분류하는 방식으로 발전하였다. MK 분류 체계에서는 439 nm 파장의 선이 420 nm 파장의 선보다 강하게 나타나는 것을 B0 분광형의 기준으로 삼았다.[5]
2. 1. 하버드 분류 체계
이 분광형 개념은 하버드 항성 분광 순서에서 처음 등장했으며 하버드 측광 목록 개정판에 수록되었다. B형 항성은 "이온화되지 않은 헬륨선이 나타나는 동시에 스펙트럼상 파랑-보라 부분에서 단독 이온화된 헬륨이 없음."으로 정의되었다. B형을 포함한 모든 분광형들은 알파벳 뒤에 숫자를 붙여 세분하여 인접 분광형과 얼마나 성질이 비슷한지를 나타냈다. 여기에 따르면 B2는 A 분광형 사이 거리의 5분의 1 지점에 해당한다.[21][22]그러나 이후 더 정확하게 추출된 B0형 항성 스펙트럼에서는 이온화된 헬륨선들이 나타났다. 마찬가지로 A0형 항성 스펙트럼에도 이온화되지 않은 헬륨의 선이 미약하게 나타났다. 이후의 항성 분광 목록들은 특정 주파수에서의 흡수선 강도를 측정하거나, 다른 선들 간의 강도를 비교한 값에 기초하여 항성들을 분류했다. 예를 들면 MK 분류체계에서 B0 분광형은 420 nm보다 439 nm에서 더 강한 선이 나타난다.[23] 발머 계열 수소선은 B형을 지나면서 점차 강해지다가 A2형에서 최고조에 달한다. 이온화된 규소선은 B형 항성의 하위분류를 결정하는 데에, 마그네슘선은 온도분류 사이를 구별하는 데 사용된다.[22]
2. 2. MK 분류 체계
MK 분류 체계에서 B0 분광형은 420 nm보다 439 nm에서 더 강한 선이 나타난다.[23] 이 분광형 개념은 하버드 항성 분광 순서에서 처음 등장했으며 하버드 측광 목록 개정판에 수록되었다. B형 항성의 정의는 "스펙트럼상 파랑-보라 부분에서 이온화되지 않은 헬륨선이 나타나는 동시에 단독 이온화된 헬륨이 없음."이었다. B형을 포함한 모든 분광형들은 알파벳 뒤에 숫자를 붙여 세분하여 인접 분광형과 얼마나 성질이 비슷한지를 나타냈다. 여기에 따르면 B2는 A 분광형 사이 거리의 5분의 1 지점이다.[21][22]그러나 이후 보다 정확하게 추출된 B0형 항성 스펙트럼에는 이온화된 헬륨선들이 나타났다. 마찬가지로 A0형 항성 스펙트럼에도 이온화되지 않은 헬륨의 선이 미약하게 나타난다. 이후의 항성 분광 목록들은 특정 주파수에서의 흡수선 강도를 측정하거나, 다른 선들간의 강도를 비교한 값에 기초하여 항성들을 분류했다. 발머 계열 수소선은 B형을 지나면서 점차 강해지다가 A2형에서 최고조에 달한다. 이온화된 규소선은 B형 항성의 하위분류를 결정하는 데에, 마그네슘선은 온도분류 사이를 구별하는 데 사용된다.[22]
3. 물리적 특성
B형 별은 코로나가 없고, 바깥 대기에 대류층이 없다. 이들은 태양과 같은 작은 별보다 질량 손실률이 더 높으며, 항성풍의 속도는 약 3000km/s이다.[8] 많은 B형 별은 자전 속도가 빠르며, 적도 자전 속도는 약 200km/s이다.[10] 주계열 B형 별의 에너지 생성은 CNO 순환 핵융합에서 비롯된다. CNO 순환은 온도에 매우 민감하기 때문에, 에너지 생성은 별의 중심부에 집중되며, 이로 인해 핵 주변에 대류층이 형성된다. 이는 수소 연료와 핵융합 부산물인 헬륨이 꾸준히 섞이게 한다.[9]
B형이라는 분류는 항성 스펙트럼의 하버드 분류에서 도입되었으며, 빛나는 별 목록에서 공표되었다. 당시 B형 별의 정의는, 스펙트럼 중에 이온화되지 않은 헬륨의 스펙트럼선이 존재하고, 스펙트럼의 청색에서 자색 부분에 1차 이온화 헬륨의 특징이 보이지 않는다는 것이었다. B형을 포함하여 모든 스펙트럼형은 숫자를 사용하여 세분화되며, 그 숫자는 스펙트럼형 중에서 다음 형에 얼마나 가까운가에 따라 결정된다. 예를 들어 B2형은, B형 (혹은 B0형)에서 A형으로 1/5만큼 진행된 곳에 위치한다는 것을 의미한다.
이후 고정밀 관측으로 획득된 스펙트럼에서는, B0형의 항성에서도 이온화된 헬륨의 스펙트럼선이 보이는 것으로 밝혀졌다. 마찬가지로, A0형의 항성도 이온화되지 않은 헬륨의 약한 선이 보인다. 이후 항성의 분류에서는, 항성의 스펙트럼 분류는 특정 파장에서의 흡수선의 강도나, 혹은 다른 스펙트럼선의 강도의 비를 사용하여 정의하게 되었다. 현재 널리 사용되는 MK 분류에서는, B0형은 439 nm 파장의 스펙트럼선이 420 nm 선보다 강한 것으로 되어 있다. 수소선의 발머 계열의 특징은 B형의 후기가 될수록 강해지고, A2형에서 가장 강해진다. 이온화된 규소의 스펙트럼선은 B형 별의 세분을 결정하는 데 사용되고 있으며, 한편 마그네슘의 스펙트럼선은 온도의 계급을 식별하는 데 사용되고 있다.
3. 1. 질량 및 크기
B형 항성의 질량은 태양의 약 2배에서 16배에 달하며, 반지름은 태양의 2배에서 7배 정도이다.[6][7] 다음 표는 전형적인 B형 주계열성의 특성을 나타낸다.| 분광형 | 질량 () | 반지름 () | 광도 () | 유효 온도 (K) | 색 지수 (B − V) |
|---|---|---|---|---|---|
| B0V | 17.70 | 7.16 | 44,668 | 31,400 | -0.301 |
| B1V | 11.00 | 5.71 | 13,490 | 26,000 | -0.278 |
| B2V | 7.30 | 4.06 | 2,692 | 20,600 | -0.215 |
| B3V | 5.40 | 3.61 | 977 | 17,000 | -0.178 |
| B4V | 5.10 | 3.46 | 776 | 16,400 | -0.165 |
| B5V | 4.70 | 3.36 | 589 | 15,700 | -0.156 |
| B6V | 4.30 | 3.27 | 372 | 14,500 | -0.140 |
| B7V | 3.92 | 2.94 | 302 | 14,000 | -0.128 |
| B8V | 3.38 | 2.86 | 155 | 12,300 | -0.109 |
| B9V | 2.75 | 2.49 | 72 | 10,700 | -0.070 |
| 분광형 | 반지름 () | 질량 () | Teff (K) | log g |
|---|---|---|---|---|
| B0V | 10 | 17 | 30,000 | 4 |
| B1V | 6.42 | 13.21 | 25,400 | 3.9 |
| B2V | 5.33 | 9.11 | 20,800 | 3.9 |
| B3V | 4.8 | 7.6 | 18,800 | 4 |
| B5V | 3.9 | 5.9 | 15,200 | 4 |
| B6V | 3.56 | 5.17 | 13,800 | 4 |
| B7V | 3.28 | 4.45 | 12,400 | 4.1 |
| B8V | 3 | 3.8 | 11,400 | 4.1 |
| B9V | 2.7 | 3.29 | 10,600 | 4.1 |
3. 2. 온도 및 광도
B형 항성의 표면 온도는 10,000,000에서 30,000,000 사이이며, 광도는 태양의 수십 배에서 수만 배에 이른다.[6][7]| 분광형 | 질량 () | 반지름 () | 광도 () | 유효 온도 (K) | 색 지수 (B − V) |
|---|---|---|---|---|---|
| B0V | 17.70 | 7.16 | 44,668 | 31,400 | -0.301 |
| B1V | 11.00 | 5.71 | 13,490 | 26,000 | -0.278 |
| B2V | 7.30 | 4.06 | 2,692 | 20,600 | -0.215 |
| B3V | 5.40 | 3.61 | 977 | 17,000 | -0.178 |
| B4V | 5.10 | 3.46 | 776 | 16,400 | -0.165 |
| B5V | 4.70 | 3.36 | 589 | 15,700 | -0.156 |
| B6V | 4.30 | 3.27 | 372 | 14,500 | -0.140 |
| B7V | 3.92 | 2.94 | 302 | 14,000 | -0.128 |
| B8V | 3.38 | 2.86 | 155 | 12,300 | -0.109 |
| B9V | 2.75 | 2.49 | 72 | 10,700 | -0.070 |
3. 3. CNO 순환
B형 항성은 CNO 순환이라는 핵융합 과정을 통해 에너지를 생성한다. CNO 순환은 탄소(C), 질소(N), 산소(O)를 촉매로 사용하여 수소를 헬륨으로 변환하는 과정이다.[9] 이 반응은 온도에 매우 민감하여 주로 항성의 중심핵에서 일어나며, 이로 인해 핵 주변에 대류층이 형성된다. 대류층은 수소 연료와 핵융합 부산물인 헬륨을 지속적으로 섞이게 한다.[9]3. 4. 항성풍 및 자전
B형 별은 코로나가 없고, 바깥 대기에 대류층이 없다. 이들은 태양과 같은 작은 별보다 질량 손실률이 더 높으며, 항성풍의 속도는 약 3000km/s이다.[8] 주계열 B형 별의 에너지 생성은 CNO 순환 핵융합에서 비롯된다. CNO 순환은 온도에 매우 민감하기 때문에, 에너지 생성은 별의 중심부에 집중되며, 이로 인해 핵 주변에 대류층이 형성된다. 이는 수소 연료와 핵융합 부산물인 헬륨이 꾸준히 섞이게 한다.[9] 많은 B형 별은 자전 속도가 빠르며, 적도 자전 속도는 약 200km/s이다.[10]4. 분광학적 특징
B형 항성의 스펙트럼은 이온화되지 않은 헬륨 선과 수소 발머 계열 선을 포함하며, 이들의 상대적인 강도는 B형 항성의 하위 분류를 결정하는 데 사용된다. B형 별은 하버드 분광형과 함께 도입되어 ''개정 하버드 측광'' 목록에 발표되었다. 초기에 B형 별은 스펙트럼의 청자색 부분에서 이온화되지 않은 헬륨 선이 나타나지만, 단일 이온화된 헬륨 선은 나타나지 않는 별로 정의되었다. B형을 포함한 모든 분광형은 숫자를 사용하여 세분화되었는데, 이 숫자는 해당 분광형이 다음 분광형에 얼마나 가까운지를 나타낸다. 예를 들어 B2는 B형(또는 B0)에서 A형까지의 1/5 지점에 해당한다.[3][4]
그러나 이후 더 정교한 스펙트럼 분석 결과, B0형 별에서도 이온화된 헬륨 선이 나타났고, A0 별에서도 이온화되지 않은 헬륨의 약한 선이 발견되었다. 이에 따라 이후의 별 스펙트럼 목록에서는 특정 주파수에서 흡수선의 강도를 기준으로 하거나, 서로 다른 선의 강도를 비교하여 별을 분류하게 되었다. MK 분류 시스템에서 분광형 B0은 파장 439 nm 선이 420 nm 선보다 강하게 나타난다.[5] 발머 계열 수소선은 B형에서 점차 강해지다가 A2형에서 가장 강해진다. 이온화된 규소 선은 B형 별의 하위 분류를 결정하는 데 사용되는 반면, 마그네슘 선은 온도 등급을 구분하는 데 사용된다.[4]
B형 별은 코로나가 없고, 대기 외층부에 대류층도 없다. 이들은 태양과 같은 작은 항성에 비해 질량 방출률이 크며, 항성풍의 속도는 약 3000 km/s에 달한다.[8] B형 주계열성 내부에서는 CNO 순환을 통해 열핵융합 반응으로 에너지를 생성한다. CNO 순환은 온도에 매우 민감하여 온도가 높을수록 반응률이 급격히 상승하므로, 에너지 생성은 항성의 중심부에 집중된다. 그 결과, 항성의 핵에 대류층이 발달하며, 핵융합 연료인 수소와 핵융합 부산물인 헬륨이 정기적으로 혼합된다.[9] 많은 B형 별은 자전 속도가 빠르며, 적도에서의 자전 속도는 약 200 km/s에 이른다.[10]
4. 1. 흡수선
B형 항성의 분광형 개념은 하버드 항성 분광 순서(Harvard sequence of stellar spectra)에서 처음 등장했으며 하버드 측광 목록 개정판(Revised Harvard photometry catalogue)에 수록되었다. B형 항성은 "이온화되지 않은 헬륨선이 나타나는 동시에 스펙트럼상 파랑-보라 부분에서 단독 이온화된 헬륨이 없음."[21]으로 정의되었다. 이후 항성 분광 목록들은 특정 주파수에서의 흡수선 강도를 측정하거나, 다른 선들 간의 강도를 비교한 값에 기초하여 항성들을 분류했다. 예를 들면 MK 분류체계에서 B0 분광형은 420 nm보다 439 nm에서 더 강한 선이 나타난다.[23] 수소선의 발머계열은 B형을 지나면서 점차 강해지다가 A2에서 최고조를 보인다. 이온화된 규소선은 B형 항성의 하위분류를 결정하는 데에, 마그네슘선은 온도분류 사이를 구별하는 데 사용된다.[22]4. 2. 방출선 (Be형 항성)
일부 B형 항성은 스펙트럼에 강한 수소 발머 방출선을 보이는 Be형 항성으로 분류된다. Be형 항성은 'Be형 항성'으로도 불리며, 초거성은 아니지만, 하나 이상의 발머 방출선 및 항성으로부터 뿜어져 나오는 수소 스펙트럼 계열을 보여주거나, 혹은 예전에 보여준 적이 있는 천체이다.[27] Be 별은 일반적으로 항성풍이 비정상적으로 강력하며, 표면 온도가 높고, 빠르게 자전하면서 별의 질량이 마찰을 막대한 규모로 일으킨다.[27]B[e] 별(또는 B(e)별)은 Be별과는 다른 천체로, 특이한 중성 또는 낮은 이온화 방출선을 가지며, 이는 '금지선 메커니즘'을 갖는 것으로, 일반적으로 양자역학의 1차 섭동 이론에서 허용되지 않는 과정을 겪는 것으로 보인다.
5. 화학적 특이성
일부 B형 항성은 화학적으로 특이한 조성을 보인다. 분광형 B0~B3에 해당되는 일부 항성은 이온화되지 않은 헬륨선이 뚜렷하게 나타나는데, 이런 별들을 '강헬륨 항성'이라고 부른다. 이들은 광구에 강력한 자기장이 형성되는 경향이 있다. 반대로 헬륨선이 약하고 수소 스펙트럼이 강한 '약헬륨 항성'도 존재한다. 분광형 B7~B9에서는 수은-망가니즈 항성이 나타난다. Be형 별 또한 뚜렷한 수소 스펙트럼 방출선을 보여준다.[35]
5. 1. 강헬륨 항성
분광형 B0~B3에 해당되는 일부 B형 항성은 이온화되지 않은 헬륨선이 뚜렷하게 나타나는 특징을 보인다. 이러한 화학적으로 특이한 별들을 '강헬륨 항성'(helium-strong star)이라고 부른다. 강헬륨 항성은 광구에 강력한 자기장이 형성되는 경향이 있다.[35] 이와 반대로 헬륨선이 약하고 수소 스펙트럼이 강한 '약헬륨 항성'도 존재한다.[35]5. 2. 약헬륨 항성
수은-망가니즈 항성은 분광형 B7~B9에서 나타나며, 헬륨 선이 약하고 수소 스펙트럼이 강한 약헬륨 항성도 존재한다.[35]5. 3. 수은-망간 항성
분광형 B7~B9에서 수은-망가니즈 항성이 존재한다.[35] B7-B9 스펙트럼형을 가진 수은-망간 별은 화학적으로 특이한 B형 별의 일종이다.[35]6. 분류 및 기준별
B형 항성은 B0에서 B9까지 하위 분류되며, 각 하위 유형은 스펙트럼 특징에 따라 정의된다. 이 분광형 개념은 하버드 항성 분광 순서에서 처음 등장했으며 하버드 측광 목록 개정판에 수록되었다. B형 항성의 정의는 "이온화되지 않은 헬륨선이 나타나는 동시에 스펙트럼상 파랑-보라 부분에서 단독 이온화된 헬륨이 없음"이었다. B형을 포함한 모든 분광형들은 알파벳 뒤에 숫자를 붙여 세분하여 인접 분광형과 얼마나 성질이 비슷한지를 나타냈다. 예를 들어 B2는 B형(또는 B0)에서 A형까지의 1/5 지점에 해당한다.[21][22]
그러나 이후 더 정교한 스펙트럼을 통해 B0형 별에서 이온화된 헬륨 선이 나타났다. 마찬가지로 A0형 별도 이온화되지 않은 헬륨의 약한 선을 보여준다. 이후의 별 스펙트럼 목록에서는 특정 주파수에서 흡수선의 강도를 기준으로 하거나, 서로 다른 선의 강도를 비교하여 별을 분류했다. 따라서 MK 분류 시스템에서 분광형 B0은 파장 439 nm 선이 420 nm 선보다 강하다.[23] 발머 계열 수소선은 B형을 거쳐 강해지다가 A2형에서 최고조에 달한다. 이온화된 규소 선은 B형 별의 하위 분류를 결정하는 데 사용되는 반면, 마그네슘 선은 온도 등급을 구분하는 데 사용된다.[22]
B형 별은 코로나가 없고, 바깥 대기에 대류층이 없다. 이들은 태양과 같은 작은 별보다 더 높은 질량 손실률을 가지며, 항성풍의 속도는 약 3,000 km/s이다.[24] 주계열 B형 별의 에너지 생성은 CNO 순환의 핵융합에서 비롯된다. CNO 순환은 온도에 매우 민감하기 때문에, 에너지 생성은 별의 중심부에 집중되며, 이로 인해 핵 주변에 대류층이 형성된다. 이는 수소 연료와 핵융합의 부산물인 헬륨이 꾸준히 섞이게 한다.[25] 많은 B형 별들은 자전 속도가 빠르며, 적도 자전 속도는 약 200 km/s이다.[26]
| 분광형 | 반지름 (R☉) | 질량 (M☉) | 유효온도 (K) | log g |
|---|---|---|---|---|
| B0V | 10 | 17 | 25,000 | 4 |
| B1V | 6.42 | 13.21 | 25,400 | 3.9 |
| B2V | 5.33 | 9.11 | 20,800 | 3.9 |
| B3V | 4.8 | 7.6 | 18,800 | 4 |
| B5V | 3.9 | 5.9 | 15,200 | 4 |
| B6V | 3.56 | 5.17 | 13,800 | 4 |
| B7V | 3.28 | 4.45 | 12,400 | 4.1 |
| B8V | 3 | 3.8 | 11,400 | 4.1 |
| B9V | 2.7 | 3.29 | 10,600 | 4.1 |
6. 1. 기준별
존슨과 모건은 1953년 여키스 도감 체계 개정판에서 B형 분광형 기준별을 다수 선정하였으나, 이들 모두가 현재까지 표준별로 인정받는 것은 아니다.[29] B형 주계열성 중 모건-키넌 분광형 분류 체계의 '기준점'(적어도 1940년대 이후 지금까지 바뀌지 않은 기준별들)은 다음과 같다.이 기준별들 외에 모건·키넌은 1973년 발표한 MK 분류에서[31] 기준별들을 다음과 같이 선정했다.
- B0 V: 전갈자리 타우
- B1 V: 전갈자리 오메가, 오리온자리 42
- B2 V: 전갈자리 22
- B5 V: 마차부자리 로
- B8 V: 황소자리 18
1978년 앱트·탭스코트는 MK 분광형 아틀라스 개정판에서 다음 기준별들을 추가했다.[32]
- B2 V: 전갈자리 베타2
- B3 V: 페르세우스자리 29
- B5 V: HD 36936
- B7 V: HD 21071
1994년 그레이·개리슨은 다음 기준별 둘을 추가했다.[33]
- B9 V: 화로자리 오메가 A, HR 2328
B4 V 기준별을 제시한 사람은 1968년 레시가 유일하다.[34]
- B4 V: 사자자리 90
B6 V 기준별을 무엇으로 할 것인지에 대한 합의는 아직 결론이 나지 않았다.
7. 외계 행성
B형 주계열성 주위에서도 외계 행성이 발견되고 있으나, HIP 78530과 같이 그 사례는 드문 편이다. 이는 B형 항성의 강한 복사와 짧은 수명 때문이다.
7. 1. 발견 사례
HIP 78530 b, KELT-9b 등 B형 항성 주위에서 외계 행성 또는 갈색 왜성이 발견되었다. B형 별을 포함한 매우 고온의 항성에서는 외계 행성 발견 보고가 극히 적다. 이는 질량이 크고 고온의 항성일수록 수가 적고, 행성을 탐사하기 위한 관측이 어렵기 때문에 관측 편향의 영향이 크다. 또한, 질량이 큰 항성은 진화가 빠르며, 그 주위에서 행성이 형성될지 여부에 대한 이론적, 관측적 연구도 아직 진전되지 않았다.2017년에는 KELT-9를 공전하는 행성 KELT-9b가 트랜싯법에 의해 발견되었는데, 주성인 KELT-9의 스펙트럼형은 A형과 B형의 경계에 위치하는 A0V 혹은 B9.5V이며, B9.5V였다면 트랜싯 행성으로는 처음으로 B형 별 주위에서 발견된 행성이 된다.
NASA의 외계 행성 데이터베이스인 NASA 외계 행성 아카이브에 따르면, 2020년 2월 시점에서 B형 별 주위의 외계 행성 또는 갈색 왜성은 KELT-9b를 포함하여 8개가 게재되어 있으며, 주로 직접 촬영이나 행성에 의한 중심별의 광도 변화로부터 발견되고 있다.
2011년에 직접 촬영에 의해 발견이 보고된 HIP 78530 b|HIP 78530 b영어는 B9V 별인 HIP 78530을 공전하고 있는데, 질량은 23~28 목성 질량 정도로 추정되며, 갈색 왜성일 가능성이 높다. 2012년에 마찬가지로 직접 촬영으로 발견이 보고된 안드로메다자리 κ별 b는 주성이 B형 별이지만, 광도 계급은 IV이며, 주계열성이 아닌 준거성이다. 안드로메다자리 κ별 b의 질량도 무거워서, 갈색 왜성일 가능성이 높다고 생각된다.
케플러 70 주위에서도 행성이 발견되었지만, 이 항성도 주계열성이 아닌 B형 준왜성이다. 준왜성 주위의 외계 행성은, 주위를 행성이 공전함에 따른 주성의 광도 변화를 포착하는 방법이나, 주성의 맥동 주기가 행성의 공전 운동에 의해 변동하여 관측되는 모습을 포착함으로써 검출되고 있다.
8. 한국과의 관련성
B형 주계열성은 한국과 직접적인 관련성은 없다. 그러나 한국 천문학 연구는 B형 항성의 진화와 성질, 그리고 이들이 주변 환경에 미치는 영향에 대한 이해를 넓히는 데 기여하고 있다.
9. 예시
| 이름 | 바이어 기호 | 분광형 | 질량 (태양=1) | 거리 (광년) | 비고 |
|---|---|---|---|---|---|
| 레굴루스 Aa | 사자자리 알파 A | B7 Ve | 3.4 | 77.5 | |
| 알고라브 A | 까마귀자리 델타 A | B9.5-A0 V | 2.5 | 87.9 | |
| 알골 A | 페르세우스자리 베타 A | B5-8 V | 3.6 | 92.8 | |
| 알페라츠 A | 안드로메다자리 알파 A | B8-9 V-IVp | ? | 97.1 |
출처: 100-bs|100광년 이내에 있는 B형 항성들 (Solstation)영어
참조
[1]
논문
Empirical bolometric corrections for the main-sequence
1981-11
[2]
웹사이트
Regulus, Algol A and Acrux
http://simbad.u-stra[...]
2007-06-19
[3]
논문
Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inch meridian photometers
http://adsabs.harvar[...]
2009-09-21
[4]
서적
Stellar Spectral Classification
Princeton University Press
2009
[5]
서적
An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification
The University of Chicago press
1943
[6]
논문
Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars
https://ui.adsabs.ha[...]
2013-09-01
[7]
웹사이트
A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence
http://www.pas.roche[...]
University of Rochester, Department of Physics and Astronomy
2021-03-02
[8]
서적
The invisible sky: ROSAT and the age of X-ray astronomy
Springer
1998
[9]
서적
Introduction to stellar astrophysics
Cambridge University Press
1992
[10]
논문
The distribution of angular momentum among main sequence stars
1965
[11]
논문
The Be Stars
1988-07
[12]
간행물
Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas
http://adsabs.harvar[...]
1953
[13]
웹사이트
MK ANCHOR POINTS
http://www.astro.uto[...]
2019-06-25
[14]
간행물
Spectral Classification
http://adsabs.harvar[...]
1973
[15]
간행물
Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun
http://adsabs.harvar[...]
1978
[16]
간행물
The late B-type stars: Refined MK classification, confrontation with stromgren photometry, and the effects of rotation
http://adsabs.harvar[...]
1994
[17]
간행물
The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group?
http://adsabs.harvar[...]
1968
[18]
문서
この論文では従来の標準星と改定された新しい標準星を区別するため、後者に "†" (ダガー) を付けており、これを "dagger standard" と呼んでいる。
[19]
논문
Empirical bolometric corrections for the main-sequence
1981-11
[20]
웹사이트
Regulus and Algol A
http://simbad.u-stra[...]
2007-06-19
[21]
논문
Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inch meridian photometers
http://adsabs.harvar[...]
2009-09-21
[22]
서적
Stellar Spectral Classification
Princeton University Press
2009
[23]
서적
An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification
The University of Chicago press
1943
[24]
서적
The invisible sky: ROSAT and the age of X-ray astronomy
Springer
1998
[25]
서적
Introduction to stellar astrophysics
Cambridge University Press
1992
[26]
논문
The distribution of angular momentum among main sequence stars
1965
[27]
논문
The Be Stars
1988-07
[28]
간행물
The Hα Profiles of Be Shell Stars
2014-11
[29]
간행물
Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas
http://adsabs.harvar[...]
1953
[30]
웹사이트
MK ANCHOR POINTS
http://www.astro.uto[...]
2019-06-25
[31]
간행물
Spectral Classification
http://adsabs.harvar[...]
1973
[32]
간행물
Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun
http://adsabs.harvar[...]
1978
[33]
간행물
The late B-type stars: Refined MK classification, confrontation with stromgren photometry, and the effects of rotation
http://adsabs.harvar[...]
1994
[34]
간행물
The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group?
1968
[35]
서적
Stellar Spectral Classification
Princeton University Press
2009
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com