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항성분류

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목차

1. 개요

항성분류는 별의 스펙트럼을 분석하여 온도, 광도, 화학적 조성 등의 특징에 따라 분류하는 체계이다. 1860년대 안젤로 세키는 세키 분류법을 통해 스펙트럼을 I, II, III, IV, V형으로 분류했다. 이후 하버드 항성분류법이 등장하여 별의 온도를 기준으로 O, B, A, F, G, K, M의 분광형을 사용하며, 각 분광형은 세분화된 숫자로 표시된다. 여키스 항성분류법은 표면 중력에 따라 광도 계급을 추가하여 별을 분류한다. 현대에는 MK 분류가 널리 사용되며, 분광형과 광도 계급을 조합하여 별의 스펙트럼을 나타낸다. 이 외에도 탄소별, 백색 왜성, L, T, Y형 왜성 등 다양한 분광형이 존재하며, 별의 분류는 생명체 존재 가능성을 연구하는 데에도 활용된다.

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항성분류
개요
HR 다이어그램
HR 다이어그램에 따른 별의 다양한 종류
특징
목적별을 스펙트럼 특성에 따라 분류
핵심 원리별의 스펙트럼을 분석하여 표면 온도, 광도, 화학 조성 등을 파악하고 이를 기준으로 별을 분류
주요 분류 체계캠벨의 스펙트럼 분류
캐넌의 항성 분류
MK 분류법
캠벨 분류법1890년대에 캠벨에 의해 개발
초기에는 16개의 스펙트럼 유형으로 나뉨
수소선의 강도를 기준으로 분류
캐넌 분류법캠벨의 분류법을 개선하여 개발
O, B, A, F, G, K, M의 7가지 주요 유형으로 분류
각 유형은 숫자 접미사(0-9)를 사용하여 세분화
MK 분류법모건과 키넌에 의해 개발
별의 광도에 따라 추가적인 분류 기준을 도입
광도 계급을 사용하여 별을 더욱 세밀하게 분류
스펙트럼형
주요 스펙트럼형O, B, A, F, G, K, M
추가 스펙트럼형W (볼프-라이에별)
L, T, Y (갈색 왜성)
C (탄소별)
S (S형 별)
O형 별매우 뜨겁고 밝은 청색 별
표면 온도: 30,000 K 이상
강한 자외선 복사
예시: 제타 오피우치
B형 별뜨겁고 밝은 청백색 별
표면 온도: 10,000 - 30,000 K
헬륨 흡수선이 강함
예시: 리겔
A형 별흰색 별
표면 온도: 7,500 - 10,000 K
강한 수소 흡수선
예시: 시리우스
F형 별황백색 별
표면 온도: 6,000 - 7,500 K
금속선의 강도가 증가
예시: 프로키온
G형 별황색 별
표면 온도: 5,200 - 6,000 K
칼슘과 철 등의 금속선이 뚜렷함
예시: 태양
K형 별오렌지색 별
표면 온도: 3,700 - 5,200 K
분자 띠가 나타나기 시작함
예시: 아르크투루스
M형 별붉은색 별
표면 온도: 2,400 - 3,700 K
분자 띠가 매우 강함
예시: 베텔게우스
광도 계급
광도 계급 종류0: 극대광휘 초거성
Ia: 밝은 초거성
Ib: 초거성
II: 밝은 거성
III: 거성
IV: 준거성
V: 주계열성 (왜성)
VI: 준왜성
VII: 백색 왜성
주계열성핵융합 반응을 통해 에너지를 생성하는 별
거성주계열 단계를 벗어나 팽창한 별
초거성매우 밝고 큰 별
백색 왜성수명을 다한 별의 잔해
활용
응용 분야항성 진화 연구
은하 구조 연구
우주론 연구
중요성별의 물리적 특성을 이해하는 데 필수적
우주의 구조와 진화를 연구하는 데 중요한 도구

2. 세키 분류법

1860년대 이탈리아의 항성분광학자 안젤로 세키는 관측된 스펙트럼을 분류하기 위해 세키 분류법을 만들었다. 1868년까지 그는 항성을 4가지로 분류했다.[43][44][45] 20세기 초, 세키 분류법은 하버드 항성분류법으로 교체되었다.[46][47][48]

분류 번호세키 분류 설명
세키 분류 I베가와 알타이르와 같이 넓고 굵은 수소선을 가진 백색 및 청색 별. 현대의 A형과 초기 F형이 포함된다.
세키 분류 I
(오리온 아형)		리겔과 벨라트릭스와 같이 넓은 띠 대신 좁은 선을 가진 세키 분류 I의 아형. 현대 용어로는 초기 B형 별에 해당한다.
세키 분류 II황색 별 – 수소는 덜 강하지만, 태양, 아크투루스, 카펠라와 같은 금속선이 분명하다. 현대의 G형 및 K형과 후기 F형이 포함된다.
세키 분류 III베텔게우스와 안타레스와 같이 복잡한 밴드 스펙트럼을 가진 오렌지색에서 적색 별.
이는 현대의 M형에 해당한다.
세키 분류 IV1868년, 그는 탄소별을 발견하여 별개의 그룹으로 분류했다.[49]
현대의 C형 및 S형에 해당하는 중요한 탄소 밴드와 선을 가진 적색 별.
세키 분류 V1877년, 그는 다섯 번째 분류를 추가했다.[50]
현대의 Be형에 속하는 방출선 별, 예를 들어 카시오페이아자리 감마와 셸리악. 1891년, 에드워드 찰스 피커링은 분류 V가 현대의 O형(당시 울프-레이에별을 포함) 및 행성상 성운 내의 별에 해당해야 한다고 제안했다.[51]



세키 분류에 사용된 로마 숫자는 예르케스 광도분류 및 제안된 중성자별 분류에 사용된 로마 숫자와는 완전히 관련이 없다.

세키의 스펙트럼형 지침("152 Schjellerup"는 사냥개자리 Y별을 가리킨다)

3. 하버드 항성분류법

하버드대학교 천문대의 애니 점프 캐넌과 에드워드 C. 피커링이 1912년경 확립한 항성분류법으로, 표면 온도에 따라 항성을 O, B, A, F, G, K, M의 7가지 분광형으로 분류한다.[3] 온도라는 하나의 변수만을 사용하여 항성을 분류하는 일차원 분류법이다.

분광형은 다시 아라비아 숫자로 0에서 9까지 10단계로 세분화할 수 있다. 숫자가 작을수록 온도가 높고, 클수록 낮다. 예를 들어 B형 내에서 B0는 가장 뜨겁고 B9는 가장 차갑다. 각 숫자에 해당하는 온도의 범위는 분광형에 따라 다르다. 태양은 G2에 속한다.[14]

분광형표면온도통상적인 색겉보기 색실제 색질량 (M☉)반지름 (R☉)광도 (L☉)수소선모든 주계열성들 중 차지하는 비율
O30,000-60,000 K청색청색청색12-306-2030,000-1,400,000약함0.000002%
B10,000-30,000 K청백색청백색청색2.1-121.8-625-30,000중간0.013%
A7,500-10,000 K백색백색청백색1.4-2.11.4-1.85-25강함0.11%
F6,000-7,500 K백색-노란색백색옅은청백색1.03-1.41.15-1.41.5-5중간1%
G5,200-6,000 K노란색노란색백색0.8-1.030.96-1.150.6-1.5약함2.5%
K3,700–5,200 K오렌지색노랑-오렌지색노란색0.45-0.80.7-0.960.08-0.6매우 약함6.7%
M2,000-3,700 K적색오렌지-적색오렌지색0.08-0.450.2-0.70.01-0.08매우 약함89.677%



위 표에 나온 질량, 반지름, 광도값은 주계열성의 경우만 해당되며, 백색 왜성이나 적색 거성과 같이 주계열에서 벗어난 별에는 적용되지 않는다.

OBAFGKM의 분광형 순서를 암기하는 방법으로 "'''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl '''K'''iss '''M'''e"(오, 아름다운 여인이여, 내게 키스해다오)가 널리 사용된다.

1920년대 인도의 물리학자 메그나드 사하는 이온화 이론을 항성 스펙트럼에 적용했다.[16] 하버드대 천문학자 세실리아 페인-가포슈킨은 OBAFGKM의 순서가 표면 온도 순서대로임을 밝혔다.[17]

3. 1. 하버드 항성분류법의 역사

1880년대에 에드워드 피커링은 하버드 대학교 천문대에서 항성 스펙트럼 조사를 시작했다. 이 연구의 초기 결과는 1890년에 발표된 ''Draper Catalogue of Stellar Spectra''였다. 이 목록의 대부분 항성 스펙트럼은 윌리엄이나 플레밍이 분류했다.

이 목록에서는 이전의 세키 분류(I~V)를 더 세분화하여 A부터 P까지의 문자를 사용했다. 또한 다른 분류에 맞지 않는 항성에는 Q를 사용했다.

항성 스펙트럼의 드레이퍼 목록에서의 분류
세키드레이퍼참고
IA, B, C, D수소선이 지배적
IIE, F, G, H, I, K, L
IIIM
IVN목록 중에는 존재하지 않음
VO밝은 선을 가진 울프-레이에별의 스펙트럼을 포함
VP행성상 성운
 Q기타 스펙트럼
MK 분류로 계승된 분류는 굵은 글씨로 표시되어 있다.



1897년, 하버드의 또 다른 천문학자 안토니아 모리는 세키 분류 I의 오리온 아분류를 나머지 class I보다 먼저 배치했다. 이는 현재 분류에서 B형을 A형보다 먼저 배치하는 것이었다. 모리는 스펙트럼형 문자를 사용하지 않고 I부터 XXII까지 22개의 숫자를 사용했다.

1901년, 애니 점프 캐넌은 드레이퍼 목록의 문자 분류를 다시 사용했지만, O, B, A, F, G, K, M, N과 행성상 성운 P, 기타 특징적인 스펙트럼 Q를 제외한 문자는 사용하지 않고 스펙트럼형 분류를 재편했다. 또한 B형과 A형 사이의 항성을 B5A, F형과 G형 사이 5분의 1 위치의 항성을 F2G 등으로 분류했다.

1912년, 캐넌은 B, A, B5A, F2G 등의 형을 각각 B0, A0, B5, F2 등으로 표기하는 방식을 확립했다. 이것이 현재 사용되는 하버드 분류 체계의 기본 형태이다.

1920년대 인도의 물리학자 메그나드 사하는 이온화 이론을 항성 스펙트럼에 적용했다.[16] 하버드대 천문학자 세실리아 페인-가포슈킨은 OBAFGKM의 순서가 표면 온도 순서대로 임을 밝혔다.[17]

스펙트럼형 문자를 기억하는 방법으로 "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!"(오, 멋진 여자/남자가 되어, 내게 키스해줘!)가 널리 알려져 있다.

3. 2. 하버드 항성분류법의 한계

하버드 항성분류법은 하버드대학교 천문대의 애니 점프 캐넌과 에드워드 C. 피커링이 1912년경 만든 1차원 분류 체계이다. 이 분류법은 온도라는 하나의 변수만을 사용하여 항성을 분류한다.

분광형표면 온도질량 (M☉)반지름 (R☉)광도 (L☉)수소선주계열성 중 비율
O30,000-60,000 K12-306-2030,000-1,400,000약함0.000002%
B10,000-30,000 K2.1-121.8-625-30,000중간0.013%
A7,500-10,000 K1.4-2.11.4-1.85-25강함0.11%
F6,000-7,500 K1.03-1.41.15-1.41.5-5중간1%
G5,200-6,000 K0.8-1.030.96-1.150.6-1.5약함2.5%
K3,700–5,200 K0.45-0.80.7-0.960.08-0.6매우 약함6.7%
M2,000-3,700 K0.08-0.450.2-0.70.01-0.08매우 약함89.677%



위 표의 질량, 반지름, 광도 값은 주계열성에만 해당되며, 백색 왜성이나 적색 거성과 같이 주계열에서 벗어난 별들에는 적용되지 않는다.[3]

헤르츠스프룽-러셀 도표는 절대등급, 표면온도, 광도의 세 가지 변수를 사용하지만, 하버드 분류법은 표면 온도만을 고려한다. 따라서 백색왜성, 거성, 초거성과 같이 주계열성에서 벗어난 별들은 이 분류법으로 정확하게 분류하기 어렵다.

4. 여키스 항성분류법

여키스 항성분류법은 1943년 여키스 천문대의 윌리엄 윌슨 모건, 필립 C. 키넌, 에디스 켈먼이 창안한 항성 분류법으로, MKK 분류법이라고도 불린다. 이 분류법은 표면중력에 따라 달라지는 분광선을 기준으로 항성을 나누며, 표면온도를 기준으로 한 하버드 분류법과는 다르다.

거성은 백색왜성보다 크기는 훨씬 크지만, 표면에서의 중력, 가스 밀도, 압력은 백색왜성에 비해 매우 낮다. 이러한 차이로 인해 발생하는 광도효과(luminosity effects)는 분광선의 폭과 강도에 영향을 미친다. 표면온도가 높은 고밀도 항성들은 압력선폭증대 현상을 보인다.

광도계급은 다음과 같이 세분된다.

기호의미
I초거성
* Ia0 (극대거성 또는 극도로 밝은 초거성)
* Ia (밝은 초거성)
* Iab (중간 정도 밝은 초거성)
* Ib (덜 밝은 초거성)
II밝은 거성
* IIa
* IIab
* IIb
III일반 거성
* IIIa
* IIIab
* IIIb
IV준거성
* IVa
* IVb
V주계열성(왜성)
* Va
* Vb
VI준왜성 (잘 사용되지 않음)
VII백색왜성 (잘 사용되지 않음)



항성이 정확히 어떤 상태에 있지 않고 어중간한 상황일 때는 다음과 같은 기호를 사용한다.

기호설명
-초거성과 보통의 밝은 거성 중간상태
+극대거성
/준거성인 동시에 주계열성



현대적 분류 체계는 ''모건-키넌''(MK) 분류로 알려져 있다. 각 별은 분광형과 광도 계급이 할당되어 별의 분광형을 형성한다.[1]

UBV 시스템과 같은 다른 현대적 별 분류 시스템은 색 지수를 기반으로 한다.[2] 이러한 숫자에는 "U−V" 또는 "B−V"와 같은 레이블이 지정된다.[35]

스펙트럼 유형 뒤에는 소문자 형태의 추가 명칭이 따라와 스펙트럼의 특이한 특징을 나타낼 수 있다.

코드별의 스펙트럼 특이성
:불확실한 스펙트럼 값[22]
...설명되지 않은 스펙트럼 특이성이 존재함
!특별한 특이성
comp복합 스펙트럼[36]
e방출선 존재[36]
[e]"금지된" 방출선 존재
er방출선의 "역전된" 중심이 가장자리보다 약함
eqP 시그니 프로파일을 가진 방출선
fN III과 He II 방출[22]
f*N IV 4058Å이 N III 4634Å, 4640Å, & 4642Å 선보다 강함[37]
f+N III 선 외에 Si IV 4089Å & 4116Å 방출[37]
f?N III 선과 비슷한 강도를 가진 C III 4647–4650–4652Å 방출선[38]
(f)N III 방출, He II의 부재 또는 약한 흡수
(f+)[39]
((f))약한 N III 방출과 함께 강한 He II 흡수를 보임[40]
((f*))[39]
h수소 방출선을 가진 WR 별.[92]
ha흡수와 방출 모두에서 수소가 보이는 WR 별.[92]
He wk약한 헬륨선
k별 사이 흡수 특징을 가진 스펙트럼
m강화된 금속 특징[36]
n회전에 의한 넓은 ("흐릿한") 흡수[36]
nn매우 넓은 흡수 특징[22]
neb성운의 스펙트럼이 혼합됨[36]
p지정되지 않은 특이성, 특이한 별.[41][36]
pq특이한 스펙트럼, 신성의 스펙트럼과 유사함
qP 시그니 프로파일
s좁은 ("선명한") 흡수선[36]
ss매우 좁은 선
sh쉘 별 특징[36]
var가변 스펙트럼 특징[36] (때로는 "v"로 축약)
wl약한 선[36] (또한 "w" & "wk")
원소
기호		지정된 원소의 비정상적으로 강한 스펙트럼 선[36]
z비정상적으로 강한 이온화된 헬륨 선[34]


4. 1. 광도 계급

윌슨 산의 분류로 알려진 광도 계급은 서로 다른 광도를 가진 항성을 식별하기 위해 사용되었다. 이 표기법은 현재의 스펙트럼 분류에서도 여전히 사용되는 경우가 있다.

계급의미
sd반왜성
d왜성
sg준거성
g거성
c초거성



전후 20만 년 동안의 초기형 별의 고유 운동

5. 분광형

여키스 항성 분류에 의한 주계열성들의 모형


위 그림은 주계열성의 7개 분광형들의 평균적인 크기 및 색을 고려한 모형이다. 단, 지구에서 관측한 모습을 기준으로 하고 있어 실제 우주에서 본 색과는 다를 수 있다. 이 문서에서는 7개 분광형에 대한 설명은 주계열성뿐만 아니라, 주계열에서 벗어난 항성들까지 다루고 있다. 예를 들어 적색 거성은 주계열 단계를 벗어난 죽어가는 별이지만, 분광형은 표면 온도를 기준으로 하므로 K형 또는 M형에 속한다.

항성 스펙트럼의 정점만을 고려한 관습적인 색상 설명과 달리, 실제 별은 스펙트럼의 모든 부분에서 빛을 낸다. 모든 스펙트럼 색상이 결합되어 흰색으로 보이기 때문에, 인간의 눈으로 관찰하는 실제 겉보기 색상은 관습적인 색상 설명보다 훨씬 밝다. 이러한 '밝기' 특성은 스펙트럼 내에서 단순화된 색상 할당이 오해를 불러일으킬 수 있음을 보여준다. 일반적인 관측 조건에서는 어두운 빛에서의 색상 대비 효과를 제외하면 녹색, 청록색, 남색, 보라색 별은 존재하지 않는다. "황색" 왜성인 태양은 흰색이고, "적색" 왜성은 짙은 노란색/주황색이며, "갈색" 왜성은 문자 그대로 갈색으로 보이지 않고, 가상적으로 근처 관찰자에게 어두운 빨간색 또는 회색/검은색으로 보일 것이다.

현대적 분류 체계는 ''모건-키넌''(MK) 분류로 알려져 있다. 각 별은 로마 숫자를 사용하여 분광형(광도를 포함하지 않았던 오래된 하버드 분광 분류에서 유래[1])과 광도 계급이 할당되어 별의 분광형을 형성한다.

UBV 시스템과 같은 다른 현대적 별 분류 시스템은 색 지수, 즉 세 개 이상의 색 등급의 측정된 차이를 기반으로 한다.[2] 이러한 숫자에는 "U−V" 또는 "B−V"와 같은 레이블이 지정되는데, 이는 두 개의 표준 필터(예: ''U''자외선, ''B''파랑, ''V''가시광선)에 의해 통과된 색상을 나타낸다.

애니 점프 캐넌의 하버드 분류는 1차원 분류 체계이다. 별은 알파벳 한 글자로 스펙트럼 특성에 따라 그룹화되며, 선택적으로 숫자 세분화가 가능하다. 주계열성은 표면 온도가 약 2,000 ~ 50,000 K 사이에서 변동하는 반면, 더욱 진화된 별, 특히 새로 형성된 백색 왜성은 100,000 K 이상의 표면 온도를 가질 수 있다.[3] 물리적으로, 이 등급은 별의 대기 온도를 나타내며 일반적으로 가장 뜨거운 것부터 가장 차가운 순서로 나열된다.

등급유효 온도[11][4]베가 상대 색도[9][5][6]색도 (D65)[7][8][9][10]주계열성 질량[11][100]
(태양 질량)		주계열성 반지름[11][100]
(태양 반지름)		주계열성 광도[11][100]
(볼로미터)		수소
선		전체
주계열성의 비율[71][72]
O≥ 33,000 K파랑파랑≥ ≥ ≥ 약함0.00003%
B10,000–33,000 K청백색짙은 청백색보통0.12%
A7,300–10,000 K흰색청백색강함0.61%
F6,000–7,300 K황백색흰색보통3.0%
G5,300–6,000 K노란색황백색약함7.6%
K3,900–5,300 K연한 주황색엷은 황색 오렌지매우 약함12%
M2,300–3,900 K연한 적황색적황색≤ ≤ 매우 약함76%



스펙트럼 유형 문자의 순서를 가장 뜨거운 것부터 가장 차가운 것까지 기억하기 위한 일반적인 기억술은 "'''O'''h, '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''uy/'''G'''irl: '''K'''iss '''M'''e!" 또는 "'''O'''ur '''B'''right '''A'''stronomers '''F'''requently '''G'''enerate '''K'''iller '''M'''nemonics!" 이다.[12]

O부터 M까지의 스펙트럼 등급은 아라비아 숫자 (0–9)로 세분화되며, 0은 주어진 등급에서 가장 뜨거운 별을 나타낸다. 예를 들어, A0은 A등급에서 가장 뜨거운 별을 나타내고 A9는 가장 차가운 별을 나타낸다. 분수도 허용된다. 예를 들어, 별 뮤 노르마에는 O9.7로 분류된다.[13] 태양은 G2로 분류된다.[14]

별의 하버드 분류가 표면 또는 광구 온도 (또는 더 정확하게는 유효 온도)를 나타낸다는 사실은 그 개발 이후에야 완전히 이해되었지만, 첫 번째 헤르츠스프룽-러셀 도표가 공식화될 즈음 (1914년까지)에는 일반적으로 사실이라고 의심되었다.[15] 1920년대에 인도의 물리학자 메그나드 사하는 분자의 해리에 관련된 잘 알려진 물리 화학적 아이디어를 원자의 이온화로 확장하여 이온화 이론을 도출했다. 먼저 그는 그것을 태양 채층에 적용한 다음 별 스펙트럼에 적용했다.[16]

하버드 천문학자 세실리아 페인은 'O-B-A-F-G-K-M' 스펙트럼 시퀀스가 실제로 온도 시퀀스임을 입증했다.[17] 분류 시퀀스가 온도가 시퀀스라는 이해보다 앞서기 때문에, B3 또는 A7과 같은 주어진 하위 유형으로 스펙트럼을 배치하는 것은 별 스펙트럼의 흡수 특징의 강도에 대한 (주관적인) 추정에 달려있다. 결과적으로, 이 하위 유형은 어떤 종류의 수학적으로 표현 가능한 간격으로 균등하게 나뉘지 않는다.

스펙트럼 유형 뒤에는 소문자 형태의 추가 명칭이 따라와 스펙트럼의 특이한 특징을 나타낼 수 있다.[35]

코드별의 스펙트럼 특이성
:불확실한 스펙트럼 값[22]
...설명되지 않은 스펙트럼 특이성이 존재함
!특별한 특이성
comp복합 스펙트럼[36]
e방출선 존재[36]
[e]"금지된" 방출선 존재
er방출선의 "역전된" 중심이 가장자리보다 약함
eqP 시그니 프로파일을 가진 방출선
fN III과 He II 방출[22]
f*N IV 4058Å이 N III 4634Å, 4640Å, & 4642Å 선보다 강함[37]
f+N III 선 외에 Si IV 4089Å & 4116Å 방출[37]
f?N III 선과 비슷한 강도를 가진 C III 4647–4650–4652Å 방출선[38]
(f)N III 방출, He II의 부재 또는 약한 흡수
(f+)[39]
((f))약한 N III 방출과 함께 강한 He II 흡수를 보임[40]
((f*))[39]
h수소 방출선을 가진 WR 별.[92]
ha흡수와 방출 모두에서 수소가 보이는 WR 별.[92]
He wk약한 헬륨선
k별 사이 흡수 특징을 가진 스펙트럼
m강화된 금속 특징[36]
n회전에 의한 넓은 ("흐릿한") 흡수[36]
nn매우 넓은 흡수 특징[22]
neb성운의 스펙트럼이 혼합됨[36]
p지정되지 않은 특이성, 특이한 별.[41][36]
pq특이한 스펙트럼, 신성의 스펙트럼과 유사함
qP 시그니 프로파일
s좁은 ("선명한") 흡수선[36]
ss매우 좁은 선
sh쉘 별 특징[36]
var가변 스펙트럼 특징[36] (때로는 "v"로 축약)
wl약한 선[36] (또한 "w" & "wk")
원소
기호		지정된 원소의 비정상적으로 강한 스펙트럼 선[36]
z468.6nm에서 비정상적으로 강한 이온화된 헬륨 선을 나타냄[34]



예를 들어, 59 시그니는 스펙트럼 유형 B1.5Vnne로 나열되며,[42] 이는 일반적인 분류 B1.5V의 스펙트럼과 매우 넓은 흡수선 및 특정 방출선을 나타낸다.

하버드 분류의 글자 배열이 이상한 이유는 역사적인 배경 때문이다. 초기 세키 분류에서 진화했고, 이해가 깊어짐에 따라 점진적으로 수정되었다.

드레이퍼 항성 스펙트럼 목록의 분류[54][55]
세키드레이퍼비고
IA, B, C, D수소 선이 우세함
IIE, F, G, H, I, K, L
IIIM
IVN목록에 나타나지 않음
VO밝은 선을 가진 볼프-레이에 스펙트럼 포함
VP행성상 성운
 Q기타 스펙트럼
K 체계로 이어진 등급은 굵게' 표시.



1880년대에 천문학자 에드워드 C. 피커링은 객관적인 프리즘 방식을 사용하여 하버드 대학교 천문대에서 항성 스펙트럼 조사를 시작했다. 이 연구의 첫 번째 결과는 1890년에 출판된 ''드레이퍼 항성 스펙트럼 목록''이었다. 윌라미나 플레밍은 이 목록의 대부분의 스펙트럼을 분류했으며 10,000개 이상의 주요 별을 분류하고 10개의 신성과 200개 이상의 변광성을 발견한 공로를 인정받았다.[52] 특히 윌라미나 플레밍을 포함한 하버드 컴퓨터의 도움으로, 앙겔로 세키가 정립한 로마 숫자 체계를 대체하기 위해 헨리 드레이퍼 목록의 첫 번째 반복이 고안되었다.[53]

이 목록은 이전에 사용된 세키 등급(I에서 V)을 A에서 P까지의 문자로 표시된 더 구체적인 등급으로 세분화하는 체계를 사용했다. 또한, 다른 등급에 속하지 않는 별에는 문자 Q가 사용되었다.[54][55] 플레밍은 피커링과 함께 수소 스펙트럼선의 강도를 기반으로 17개의 서로 다른 등급을 구분했는데, 이는 별에서 방출되는 파장의 변화를 일으키고 색상 외관의 변화를 초래한다. A등급의 스펙트럼은 가장 강한 수소 흡수선을 생성하는 경향이 있었고, O등급의 스펙트럼은 거의 눈에 띄는 선을 생성하지 않았다. 문자 체계는 알파벳 아래로 내려갈 때 스펙트럼 등급에서 수소 흡수의 점진적인 감소를 나타냈다. 이 분류 체계는 나중에 애니 점프 캐넌과 안토니아 모리에 의해 하버드 항성 분류 체계를 생성하도록 수정되었다.[52][56]

5. 1. O형

O형 항성은 극도로 뜨겁고 밝은 항성으로, 푸른 빛을 띤다. 이들은 대부분의 에너지를 자외선 영역에서 방출한다. O형 항성은 모든 주계열성 중에서 가장 희귀하며, 대략 2천만 개 중 1개만이 O형 항성이다.[71][72] 이들의 광도는 태양의 수만 배 이상이다.

민타카(가장 우측)는 대표적인 O형 항성이다.


O형 항성의 스펙트럼에서는 헬륨II선, 이온화된 SiIV, OIII, NIII, CIII의 선, 중성 헬륨선, 그리고 수소발머선의 흡수선 및 방출선이 나타난다. 헬륨II선, 이온화 원소, 중성 헬륨선은 O5에서 O9로 갈수록 강해지는 반면, 수소 발머선은 O5에서 O3로 갈수록 강해진다.

O형 항성은 질량과 광도가 매우 커서 수소를 매우 빠르게 소모한다. 따라서 주계열 단계에 머무는 기간은 수백만 년에서 수천만 년 정도로 짧다.

O형 항성의 예로는 오리온자리 제타, 고물자리 제타, 오리온자리 람다, 오리온자리 델타, 땅꾼자리 제타 등이 있다.

하버드 분류에서 O형 항성은 33,000,000 이상의 유효 온도를 가지며, 파란색을 띤다. 주계열성에서 O형 항성은 이상의 질량, 이상의 반지름, 이상의 광도를 가진다. 수소선은 약하게 나타나며, 전체 주계열성에서 차지하는 비율은 약 0.00003%이다.[71][72]

형유효 온도색도
(베가 기준)		질량
(M☉)		반경
(R☉)		광도
(L☉)		수소선존재 비율
O≥ 30,000,000파랑≥≥≥약함~0.00003%



O5V형 별의 스펙트럼


O형 별은 매우 무거워서 핵이 매우 뜨겁고 수소를 빠르게 연소한다. 따라서 주계열성을 가장 먼저 떠나는 별이다.

5. 2. B형

B형 항성은 매우 뜨겁고 밝은 청백색 별이다. 이들의 스펙트럼은 중성 헬륨선 및 보통 수준의 수소선으로 특징지을 수 있다.[97] 마그네슘II선, 규소II선 등 이온화된 금속선 또한 나타난다.[97] B형은 O형보다는 덜하지만, 여전히 주계열성 중에서는 희귀한 편이다. 대략 8000개의 주계열성 중 하나 꼴로 존재한다.[71][72]

B형 항성의 광도는 보통 태양의 수백 배에서 수만 배에 이른다. O형과 B형은 막대한 에너지를 방출하기 때문에 수명이 짧다. 이들은 OB 성협을 이루는데, 대표적으로 오리온자리 OB1이 있으며, 우리 은하의 나선팔을 구성하는 동시에 새로운 별이 탄생하는 곳이기도 하다.[97]

플레이아데스 성단의 밝은 별들, 레굴루스, 리겔, 스피카 등이 B형 항성에 속한다.[97]

하버드 분류 체계에서 B형 항성은 10,000–30,000 K의 유효 온도를 가지며, 청백색을 띤다. 주계열성 질량은 태양 질량의 2.1–16배, 주계열성 반지름은 태양 반지름의 1.8–6.6배, 주계열성 광도는 태양 광도의 25–30,000배이다. B형 주계열성은 전체 주계열성의 약 0.12%를 차지한다.[71][72]

성질값
유효 온도[11][4]10,000–30,000 K
베가 상대 색도[9][5][6]청백색
색도 (D65)[7][8][9][10]짙은 청백색
주계열성 질량[11][100]
주계열성 반지름[11][100]
주계열성 광도[11][100]
수소선보통
전체 주계열성의 비율[71][72]0.12%



가상의 B3V 별의 스펙트럼


B형 별의 스펙트럼은 B2 부류에서 가장 두드러지는 중성 헬륨선을 가지며, 중간 정도의 수소선을 가진다. 초기 B형은 He I 보라색 스펙트럼의 강도로 정의되며, 최대 강도는 B2형에 해당한다. 초거성의 경우 Si IV λ4089 및 Si III λ4552 선이 초기 B형을 나타낸다. 중기 B형에서는 Si II λλ4128-30의 강도가, 후기 B형에서는 Mg II λ4481의 강도가 He I λ4471에 대한 상대적인 비율이 특징이다.[97]

Be 별은 하나 이상의 발머선을 방출하는 특징을 가지며, B(e) 별은 중성 또는 낮은 이온화 방출선을 가진다.[79]
스펙트럼 표준:[77]

  • B0V – 오리온자리 웁실론별
  • B0Ia – 알니람
  • B2Ia – 오리온자리 χ2별
  • B2Ib – 카시오페이아자리 9별
  • B3V – 큰곰자리 η별
  • B3V – 마차부자리 η별
  • B3Ia – 큰개자리 ο2별
  • B5Ia – 큰개자리 η별
  • B8Ia – 리겔

5. 3. A형

A형 항성은 뜨겁고 밝은 별로, 밤하늘에서 보이는 별들 중 많은 비율을 차지한다. 맨눈으로 보았을 때 백색 또는 청백색으로 보이며, 우주에서는 주로 청색~청백색을 띤다. A형 항성의 스펙트럼은 강한 수소선(A0에서 가장 강함)과 이온화된 금속선(철II, 마그네슘II, 규소II, A5에서 가장 강함)을 보인다. A5형부터는 칼슘II 선이 뚜렷하게 강해진다. 우리 태양계 주변의 주계열성 900개 중 약 1개 꼴(0.625%)로 A형 항성이 존재한다.[71][72]

'''예:''' 시리우스, 포말하우트, 베가, 데네브

'''스펙트럼 표준:'''[77]

하버드 분류는 천문학자 애니 점프 캐넌이 이전에 사용하던 알파벳 순서 시스템을 재정렬하고 단순화한 1차원 분류 체계이다. 별은 스펙트럼 특성에 따라 알파벳 한 글자로 그룹화되며, 필요에 따라 숫자로 세분화된다. 주계열성의 표면 온도는 약 2,000K에서 50,000K 사이이며, 더 진화된 별(특히 새로 형성된 백색 왜성)은 100,000K 이상일 수 있다.[3] 물리적으로 이 등급은 별의 대기 온도를 나타내며, 일반적으로 가장 뜨거운 것부터 가장 차가운 순서로 나열된다.

형유효 온도색도 (베가 기준)질량 (M☉)반경 (R☉)광도 (L☉)수소선존재 비율
A7,500K–10,000K흰색강함0.6%


5. 4. F형

F형 별은 칼슘 II의 H선과 K선이 강하게 나타나는 특징을 보인다. 온도가 낮은 F형에서는 철 I, 크로뮴 I과 같은 중성 금속들이 이온화된 금속선을 보이기 시작한다. F형의 스펙트럼은 약한 수소선 및 이온화된 금속선으로 특징지어진다.[71]

F형 별의 색깔은 흰색이며,[71] 지구에서 보았을 때는 미미한 노란색을 띤 흰색으로 보인다.[72] 우주에서 관측하면 옅은 청백색으로 관측된다.[72] 태양 근처 주계열성의 약 3.03%가 F형 별에 해당하며,[71][72] 20광년 이내에 있는 프로키온 A가 대표적인 F형 별이다.[81]

'''분광 표준:'''[77][82][83][84][85]

  • F0IIIa – 제타 레오니스
  • F0Ib – 알파 레포리스
  • F1V - 37 큰곰자리
  • F2V – 78 큰곰자리
  • F7V - 이오타 피스cium
  • F9V - 베타 처녀자리
  • F9V - HD 10647


F형 주계열성의 주요 특징
유효 온도베가 상대 색도색도 (D65)주계열성 질량 (태양 질량)주계열성 반지름 (태양 반지름)주계열성 광도 (볼로미터 절대 등급)수소선전체 주계열성 비율
6,000–7,500 K[11][4]황백색[9][5][6]흰색[7][8][10][11][100][11][100][11][100]보통3.0%[71][72]



가상 F5V 별의 스펙트럼


F형 별의 예로는 프로키온, 카노푸스, 폴라리스(북극성), 마차부자리 엡실론, 코르 카롤리 등이 있다.[72]

밤하늘에서 두 번째로 밝은 별이자 F형 거성인 카노푸스


5. 5. G형

태양이 G형에 속하기 때문에 G형 항성은 인류에게 가장 잘 알려져 있다.[14] G형 항성은 강한 Ca II H, K선을 보이며, 이는 G2형에서 가장 두드러진다. F형보다 수소선은 약하지만, 이온화된 금속과 함께 중성 금속의 스펙트럼선도 나타낸다. CN 분자의 G 밴드에 두드러진 스파이크가 있다.[14] G형 주계열성은 태양 근처의 주계열성 중 약 7.5%를 차지한다.[71][72]

G형에는 "황색 진화적 공극"이 포함된다.[86] 초거성은 종종 O형 또는 B형(청색)과 K형 또는 M형(적색) 사이를 오가며, 이 과정에서 불안정한 황색 초거성 상태에 오래 머물지 않는다.

'''스펙트럼 표준:'''[77]

5. 6. K형

K형 별은 오렌지색을 띠며, 태양과 같은 G형 별보다 덜 밝고 더 차갑다. 아크투루스와 같이 거성인 경우도 있지만, 대다수는 주계열성이다. K형 별은 매우 약한 수소선을 보이며, 주로 중성 금속 (망간, 철, 규소)의 선이 강하게 나타난다. 차가운 K형 별에서는 산화티탄의 분자띠가 나타나기 시작한다. 태양계 주변 주계열성 15개 중 1개가 K형 별이다.[71][72]

K형 별의 스펙트럼은 수소선이 거의 없거나 매우 약하게 나타나며, 대부분 중성 금속 (망가니즈, 철, 규소)의 선으로 이루어져 있다. 후기 K형 별에서는 이산화 티타늄의 분자 흡수대가 나타난다.[87][88]

가상 K5V형 별의 스펙트럼


K형 별은 3,900,000–5,300,000의 유효 온도를 가진다.[11][4] 주계열성인 K형 별은 0.45Solar mass–0.8Solar mass, 0.7Solar radius–0.96Solar radius, 0.08Solar luminosity–0.6Solar luminosity의 값을 가진다.[11][100]

'''스펙트럼 표준 항성:'''[77]

  • K0V – 시그마 드라코니스
  • K0III – 폴룩스
  • K0III – 엡실론 키그니
  • K2V – 에리다누스자리 엡실론
  • K2III – 카파 오피우치
  • K3III – 로 보오티스
  • K5V – 61 키그니 A
  • K5III – 감마 드라코니스

5. 7. M형

M형은 관측된 항성들 중 가장 많은 숫자를 차지한다. 우리 은하의 주계열성들 중 약 90% 가까이가 M형이며, 이들은 보통 '''적색왜성'''이라고 불린다.[71][89][72] 미라, 베텔게우스나 안타레스 등의 초거성들 또한 다수가 M형에 속한다. 차가운 M형 별은 갈색왜성의 초기 상태이기도 한데, 보통 이들의 분광형은 M6.5~M9.5이다.

M형 별의 스펙트럼에서는 중성 금속선 및 산화물 분자(특히 이산화 타이타늄)에 의한 분자띠가 나타나지만, 수소선은 거의 관찰할 수 없다.[77] 이산화 타이타늄의 분자띠는 M5 근처에서 가장 강하게 나타나며, 차가운 M형 별에서는 산화바나듐의 띠가 나타나기 시작한다.

M형 별은 매우 흔하여 태양 인근 주계열성의 약 76%를 차지한다.[71][89][72] 그러나 M형 주계열성(적색왜성)은 광도가 매우 낮아, 특별한 상황이 아니면 맨눈으로 보기 어렵다. 가장 밝은 M형 주계열성인 라카유 8760도 겉보기 등급이 6.7등급에 불과하다.

M형 별에는 적색왜성 외에도 VY 큰개자리, VV 세페우스, 안타레스, 베텔게우스와 같은 거대한 초거성도 포함된다. 또한, 일부 크고 뜨거운 갈색왜성도 M형(M6.5~M9.5)에 속한다.

'''스펙트럼 표준:'''[77]

  • M0IIIa – 안드로메다자리 베타
  • M2III – 페가수스자리 카이
  • M1-M2Ia-Iab – 베텔게우스
  • M2Ia – 뮤 페르세우스자리

가상의 M5V 별의 스펙트럼


온도와 색의 삼각 그래프


형유효 온도색도 (베가 기준)질량 (M☉)반경 (R☉)광도 (L☉)수소선존재 비율
M2,400–3,700 K주황 적색≤≤매우 약함76.45%


6. 기타 분광형

새로운 종류의 항성들이 발견됨에 따라, 그에 맞는 새로운 분광형들이 추가되었다.[107]

매우 뜨겁고 푸른 별들의 스펙트럼은 탄소, 질소, 때로는 산소에서 나타나는 뚜렷한 방출선을 보인다. 차가운 적색 왜성 및 갈색 왜성에는 L형, T형, Y형 분광형이 사용된다. 이들은 가시광선 영역에서 거의 에너지를 발산하지 않는다.[99] 탄소별은 스펙트럼에서 삼중알파 과정의 부산물인 탄소 생성을 나타내는 별들로, S형과 C형 분광형이 사용된다.[136]

백색 왜성은 질량이 비교적 작은 별들이 진화 과정을 마치고 축퇴된 상태로, D형 분광형을 사용한다. 백색 왜성의 분광형은 DA, DB, DC, DO, DQ, DX, DZ 등으로 세분된다.[127]

6. 1. 뜨거운 청색 방출성

울프-레이에별은 대기의 대부분이 헬륨으로 이루어진 특이한 별이다. 이들은 항성 진화 과정의 막바지에 도달하여, 복사압 때문에 수소 외곽부가 우주 공간으로 흩어지고, 내부에 있던 헬륨 중심부가 외부로 드러난 것이다. 탄소, 질소, 산소 방출선의 강약에 따라 WC형, WN형, WO형으로 세분된다.[92]

  • WN형: N III-V 및 He I-II 선이 지배적이다.[92]
  • WNE (WN2~WN5, 일부 WN6): 더 뜨겁거나 "초기"형이다.
  • WNL (WN7~WN9, 일부 WN6): 더 차갑거나 "후기"형이다.
  • 확장된 WN 클래스 (WN10, WN11): Ofpe/WN9 별에 사용된다.[92]
  • 수소 방출이 있는 경우 'h'를 붙인다. (예: WN9h)
  • 수소 방출과 흡수가 모두 있는 경우 'ha'를 붙인다. (예: WN6ha)
  • WN/C형: 강한 C IV 선이 있는 WN 별로, WN형과 WC형의 중간 단계이다.[92]
  • WC형: 강한 C II-IV 선이 있는 스펙트럼이다.[92]
  • WCE (WC4~WC6): 더 뜨겁거나 "초기"형이다.
  • WCL (WC7~WC9): 더 차갑거나 "후기"형이다.
  • WO형 (WO1~WO4): 강한 O VI 선을 가지며, 극히 드물다. WCE 클래스를 매우 뜨거운 온도(최대 200kK 이상)로 확장한다.


행성상 성운의 중심별 중 약 10%는 수소가 결핍되어 있고, WR 스펙트럼을 보인다.[96] 이들은 저질량 별이므로, 질량이 큰 울프-레이에 별과 구별하기 위해 스펙트럼을 대괄호로 묶는다. (예: [WC])

OB형은 OB성협에 존재하는 O, B, A형 항성(뜨거운 A형만 해당)을 통칭하는 명칭이다.

'''슬래시 별'''은 스펙트럼에 WN과 유사한 선을 가진 O형 별이다. '슬래시'라는 이름은 인쇄된 스펙트럼 유형에 슬래시(/)가 있어 붙여졌다. (예: "Of/WNL")[97]

  • Ofpe/WN9: 더 차갑고 "중간" 그룹으로, WN10 또는 WN11로도 불렸으나, 다른 울프-레이에 별과의 진화적 차이가 밝혀지면서 덜 사용된다.[97]
  • O2-3.5If*/WN5-7: 원래의 "슬래시" 별보다 훨씬 더 뜨겁다.[98]


강한 자기장을 가진 O형 별은 Of?p로 명칭한다.[97]

6. 2. 차가운 적색 왜성

L형, T형, Y형은 차가운 적색 왜성 및 갈색 왜성에 해당되는 분광형이다. 이들은 가시광선 영역에서 거의 에너지를 발산하지 않는다.[99]

L형 왜성의 상상도.


L형에 해당하는 천체는 차가운 적색왜성부터 뜨거운 갈색왜성까지이다. 온도가 높은 L형은 스스로 핵융합을 할 질량이 되지만, 차가운 L형은 그렇지 못하다. 항성으로 부르기에 부족한 질량 때문에, L형을 부를 때 L형 항성이 아니라 L형 왜성이라고 부른다. L형은 온도가 낮기 때문에 스펙트럼 상에서 알칼리 금속 및 수소화합물의 선이 검출된다. 온도는 1,300 ~ 2,000K 정도이다.[101][102][103]

T형 왜성의 상상도.


T형을 메탄 왜성이라고도 부른다. T형은 온도가 낮은 갈색 왜성으로, 표면온도가 700K~1300K 정도이다. 이 온도에서 T형 왜성이 발산하는 에너지는 대부분 적외선 영역에 몰려 있다. 또한 스펙트럼 중 메탄의 선이 가장 강하게 나타난다.[101][102]

Y형 왜성의 상상도


Y형 왜성은 T형 왜성보다 더 온도가 낮은 항성이다. 천문학계는 700K 이하의 온도를 지니는 '아주 차가운 갈색 왜성'을 Y형 왜성으로 정의하고 있다. Y형 왜성의 스펙트럼은 암모니아의 선을 보일 확률이 높다.[113][114][112] T형 왜성과 Y형 왜성의 경계는 현재 알려진 온도보다 훨씬 더 차가울 것으로 예상된다.

6. 3. 탄소 관련 후기 거성

탄소별은 스펙트럼에서 삼중알파 헬륨 융합의 부산물인 탄소 생성을 나타내는 별이다. 탄소의 풍부도가 증가하고, 일부 병렬 s-과정 중원소 생성이 일어나면서, 이 별들의 스펙트럼은 일반적인 후기 스펙트럼 등급인 G, K, M과 점점 더 달라진다. 탄소 과다 별에 해당하는 등급은 S와 C이다.[136]

이 별들 중 거성은 스스로 이 탄소를 생산하는 것으로 추정되지만, 이 등급의 일부 별은 쌍성으로, 기묘한 대기는 탄소별이었던 동반성으로부터 현재 백색 왜성이 된 동반성으로 전달되었을 것으로 의심된다.

탄소별 조각가자리 R별과 그 인상적인 나선 구조 이미지


원래 R형과 N형 별로 분류되었던 이들은 '탄소별'이라고도 알려져 있다. 이들은 수명이 다해가는 적색 거성으로, 대기 중에 탄소가 과도하게 많은 별들이다. 오래된 R형과 N형 등급은 대략 G형 후반에서 M형 후반까지 정상적인 분류 체계와 병행하여 사용되었다. 최근에는 N0이 대략 C6에서 시작하는 통합 탄소 분류기 C로 재매핑되었다. 차가운 탄소별의 또 다른 하위 집합은 C-J형 별로, 13CN 분자가 12CN 분자와 함께 강하게 존재한다는 특징을 갖는다.[125] 몇몇 주계열 탄소별이 알려져 있지만, 압도적으로 많은 탄소별은 거성 또는 초거성이다.

탄소별의 하위 분류는 다음과 같다.

  • C-R - 과거에는 자체 등급 (''R'')으로, G형 후반에서 K형 초반 별에 해당하는 탄소별을 나타낸다. 예 : 기린자리 S
  • C-N - 과거에는 자체 등급으로, K형 후반에서 M형 별에 해당하는 탄소별을 나타낸다. 예 : 토끼자리 R
  • C-J - 13C 함량이 높은 차가운 C형 별의 한 유형이다. 예 : 사냥개자리 Y
  • C-H - 제2세대 C-R형 별의 유사체이다. 예 : 양자리 V, 사냥개자리 TT
  • C-Hd - 수소 결핍 탄소별로, CH 및 C2 띠가 추가된 G형 후반 초거성과 유사하다. 예 : HD 137613


S형 별은 M형 별과 탄소별 사이의 연속체를 형성한다. M형 별과 가장 유사한 별은 M형 별의 TiO 띠와 유사한 강한 ZrO 분광대 흡수대를 가지는 반면, 탄소별과 가장 유사한 별은 강한 나트륨 D선과 약한 C2 띠를 가진다.[126] S형 별은 s-과정에 의해 생성된 지르코늄 및 기타 원소의 과도한 양을 가지고 있으며, M형 또는 탄소별과 유사한 탄소 및 산소의 풍부도를 갖는다. 알려진 거의 모든 S형 별은 점근 거성이다.

분광형은 문자 S와 0에서 10 사이의 숫자로 구성된다. 이 숫자는 별의 온도를 나타내며, 대략 M형 거성에 사용되는 온도 척도를 따른다. 가장 일반적인 유형은 S3에서 S5이다. 표준이 아닌 S10 지정은 극소일 때 별 키 백조자리에만 사용되었다.

기본 분류는 일반적으로 여러 체계 중 하나를 따르는 풍부도 표시가 따른다: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; 또는 S2*5. 쉼표 뒤의 숫자는 ZrO와 TiO의 비율에 따라 1에서 9 사이의 척도이다. 슬래시 뒤의 숫자는 1에서 10까지의 척도로 탄소 대 산소의 비율을 나타내도록 설계된 더 최근의 덜 일반적인 체계이며, 여기서 0은 MS별이 된다. 지르코늄과 티타늄의 강도가 명시적으로 표시될 수 있다. 또한 별표 뒤에 숫자가 표시되는 경우도 있는데, 이는 1에서 5까지의 척도에서 ZrO 띠의 강도를 나타낸다.

M형과 S형의 중간 분류에 속하는 별들은 MS형 별이라고 명명한다.

:'''예''': 큰곰자리 S, HR 1105

S형과 C-N형 사이의 경계에 있는 별들은 SC형 또는 CS형이라고 명명한다.

:'''예''': 뱀자리 R, 외뿔소자리 ST (MS형)

:'''예''': 백조자리 CY, 남십자자리 BH (SC형)

M → MS → S → SC → C-N의 순서는 점근거성가지에 있는 탄소별들의 나이가 증가함에 따라 탄소의 풍부도가 증가하는 순서로 추정된다.

6. 4. 백색 왜성

'''D'''형은 백색 왜성을 가리키는 분광형 기호이다. 백색 왜성은 질량이 비교적 작은 별들이 진화과정을 마치고 축퇴된 상태이다. 백색 왜성의 분광형은 '''DA, DB, DC, DO, DQ, DX, DZ'''로 세분된다. 여기서 D 뒤에 붙은 A, B, C 등은 백색 왜성의 대기에 어떤 성분이 많이 포함되어 있는지에 따라 붙인 기호이다.

세분된 분광형은 다음과 같다.

  • '''DA''': 강한 발머수소 분광선이 검출되며, 외곽 대기에 수소 함유량이 많다.
  • '''DB''': 중성헬륨(헬륨 I) 분광선이 검출되며, 외곽 대기에 헬륨 함유량이 많다.
  • '''DO''': 이온화 헬륨(헬륨 II) 분광선이 검출되며, 외곽 대기에 헬륨 함유량이 많다.
  • '''DQ''': 탄소 원자 또는 탄소 분자의 분광선이 검출되며, 외곽 대기에 탄소 함유량이 많다.
  • '''DZ''': 금속 분광선이 검출되며, 외곽 대기에 중원소 함유량이 많다.
  • '''DC''': 특별히 강하게 검출되는 성분이 없다.
  • '''DX''': 분광선이 확실하지 않아 상기 분광형들 중 어디에도 포함시키기 어렵다.


'''DA0''', '''DO5''' 등과 같이 1에서 9까지 아라비아 숫자가 추가로 붙는데, 이는 백색왜성의 표면 온도(Teff)에 따라 붙인 기호이다. 원래 이 숫자는 1에서 9까지의 숫자로 반올림되었지만, 최근에는 1 미만 및 9 초과 값뿐만 아니라 분수 값도 사용되기 시작했다.

백색왜성이 상기 사항들 중 두 가지의 특징을 가지고 있을 경우 두 개의 분광형을 사용한다.

  • '''DAB''': 중성 헬륨 분광선이 검출되며, 외곽 대기에 수소와 헬륨 함유량이 많다.
  • '''DAO''': 이온화 헬륨 분광선이 검출되며, 외곽 대기에 수소와 헬륨 함유량이 많다.
  • '''DAZ''': 외곽 대기에 수소 및 중원소가 많다.
  • '''DBZ''': 외곽 대기에 헬륨 및 중원소가 많다.


V는 변광성처럼 밝기가 주기적으로 변하는 맥동 백색왜성에 붙인다.

허블 우주 망원경으로 촬영된 시리우스 A(중앙)와 DA2형 백색 왜성 시리우스 B(왼쪽 아래)


백색 왜성에 사용되는 스펙트럼 특이성 기호는 다음과 같다.[127]

코드별의 스펙트럼 특이성
P감지 가능한 편광을 가진 자기 백색 왜성
E방출선 존재
H감지 가능한 편광이 없는 자기 백색 왜성
V변광성
PEC스펙트럼 특이성 존재


7. 측광학적 분류

측광계로 구한 자료를 토대로 항성을 분류할 수도 있다. 예를 들면 UBV 색으로 작성한 U-B, B-V 색지수 도표가 그것이다. 다만 성간적색화 현상, 색변화 현상(중원소 함유량의 차이가 원인임), 색혼합 현상(쌍성 혹은 다중성이 겹쳐지면 색이 섞여 보임) 등의 변수 때문에, 색지수도표가 모든 경우에 정확한 것은 아니다.

현재의 분류 체계는 '''MK 분류''' (Morgan–Keenan classification)로 알려져 있다. 각 항성은 기존의 하버드 분류에 따른 스펙트럼형[1]과 로마 숫자를 사용한 광도 계급[2]이 할당되며, 이것이 항성의 스펙트럼형을 구성한다.

그 외에도 현재의 측광 시스템[3], 예를 들어 존슨의 UBV 시스템 등은 색지수에 기반한 분류가 이루어진다. 이는 3개 이상의 색으로 등급의 차이를 측정하는 것을 기반으로 한다. 이러한 수치는 ''U-V''나 ''B-V''와 같은 표기가 사용되며, 2개의 표준적인 필터를 통과한 색 등급의 차이를 나타낸다. 예를 들어 U는 자외선 (Ultraviolet), B는 청색 (Blue), V는 가시광선 (Visual)을 의미한다.[4]

8. 항성 분류와 생명체 존재 가능성

별의 안정성, 광도, 수명은 모두 그 별 주위의 거주 가능성에 관한 요소이다. 인류는 생명체를 품고 있는 별은 중원소가 풍부하고 밝기 변동이 적은 G형 주계열성인 태양뿐임을 알고 있다. 태양계는 또한 하나의 별만 포함하고 있다는 점에서 많은 항성계와 다르다.

이러한 제약 조건과 단 하나의 경험적 표본 집합을 갖는 문제점을 바탕으로, 생명체를 지원할 수 있다고 예측되는 별의 범위는 몇 가지 요인에 의해 제한된다. 주계열성 유형 중 태양의 1.5배보다 질량이 큰 별(O, B, A형)은 고등 생명체가 발달하기에는 너무 빨리 늙는다(지구를 지침으로 사용). 반대 극단에서는 태양 질량의 절반 미만인 왜성(M형)은 다른 문제와 함께 생명체 거주가능 영역 내에서 행성을 조석 고정시킬 가능성이 높다.[134]

이러한 이유로 미국 항공우주국(NASA)의 케플러 우주 망원경은 A형보다 질량이 작지만 M형보다 질량이 큰 인근 주계열성에서 거주 가능한 행성을 찾고 있으며, 생명체를 품을 가능성이 가장 높은 별은 F, G, K형 왜성이다.[134]

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