항성분류

Stellar classification
"별 다섯 개 중 네 개"와 같은 순위 체계에 대해서는 별(분류)을 참조하십시오.

천문학에서 항성분류(星 stellar class, )는 항성의 분광 특성에 따라 항성을 분류하는 것입니다.별에서 나오는 전자기 복사는 프리즘이나 회절격자로 쪼개져 스펙트럼 선이 산재한 색의 무지개를 나타내는 스펙트럼으로 분석됩니다.각 선은 특정 화학 원소 또는 분자를 나타내며 선 강도는 해당 원소의 풍부함을 나타냅니다.서로 다른 스펙트럼 선들의 세기는 주로 광구의 온도에 의해 달라지지만, 어떤 경우에는 진정한 풍부도 차이가 있습니다.항성의 분광 등급은 주로 이온화 상태를 요약하는 짧은 코드로, 광구의 온도를 객관적으로 측정할 수 있습니다.

대부분의 별들은 현재 O, B, A, F, G, K, M 문자를 사용하여 모건-키넌(MK) 체계로 분류됩니다.그런 다음 0이 가장 뜨겁고 9가 가장 멋진 숫자(예: A8, A9, F0 및 F1이 더 뜨거운 숫자에서 더 차가운 숫자로 순서를 구성)를 사용하여 각 문자 클래스를 세분화합니다.이 순서는 백색 왜성의 클래스 D와 탄소성의 클래스 S와 C와 같이 고전적인 계에 맞지 않는 다른 별과 별 모양의 물체에 대한 클래스로 확장되었습니다.

MK 시스템에서 광도 등급은 로마 숫자를 사용하여 스펙트럼 등급에 추가됩니다.이는 별의 스펙트럼에서 특정 흡수선의 폭을 기준으로 하는데, 이는 대기의 밀도에 따라 달라지므로 거대한 별과 왜성을 구분할 수 있습니다.광도 클래스 0 또는 Ia+는 초거성, 클래스 I는 초거성, 클래스 II는 밝은 거성, 클래스 III는 일반 거성, 클래스 IV는 부거성, 클래스 V는 주계열성, 클래스 sd(또는 VI)는 부왜성, 클래스 D(또는 VII)는 백색 왜성에 사용됩니다.태양의 전체 분광형은 G2V로 표면 온도가 약 5,800 켈빈인 주계열성을 나타냅니다.

기존 색상 설명

주요 기사 : 초록별 (천문학)
방금 포화된 RGB 카메라 디스크

기존의 색상 설명은 항성 스펙트럼의 정점만을 고려합니다.그러나 실제로 별들은 스펙트럼의 모든 부분에서 복사됩니다.조합된 모든 스펙트럼 색상은 흰색으로 보이기 때문에 사람의 눈이 관찰하는 실제 겉보기 색상은 기존 색상 설명보다 훨씬 밝습니다.이러한 '가벼움'의 특성은 스펙트럼 내에서 단순하게 색상을 할당하는 것이 오해를 불러일으킬 수 있음을 나타냅니다.어두운 조명에서 색 대비 효과를 제외하고 일반적인 시야 조건에서는 녹색, 청록색, 남색 또는 보라색 별이 없습니다.태양과 같은 "노란색" 왜성은 흰색이고, "빨간색" 왜성은 노란색/주황색의 짙은 색조이며, "갈색" 왜성은 문자 그대로 갈색으로 보이지 않지만, 가까운 관측자들에게는 희미한 빨간색 또는 회색/검은색으로 보일 것입니다.

현대분류

주계열성들이 (오른쪽에서 왼쪽으로) O~M 하버드 등급으로 배열됨

현대의 분류 체계는 모건-키넌(MK) 분류로 알려져 있습니다.각 별에는 아래 설명과 같이 로마 숫자를 사용한 분광 등급(기존 하버드 분광 분류에서 광도를[1] 포함하지 않음)과 광도 등급이 부여되어 별의 분광형을 형성합니다.

UBV 시스템과 같은 다른 현대적인 항성 분류 체계는 색 지수를 기반으로 합니다. 즉, 세 가지 이상의 색 크기에서 측정된 차이입니다.[2]해당 번호에는 두 개의 표준 필터(예: 자외선, 파란색 및 비주얼)를 통과한 색상을 나타내는 "U-V" 또는 "B-V"와 같은 레이블이 지정됩니다.

하버드 스펙트럼 분류

하버드 체계는 천문학자 애니 점프 캐넌이 1차원 분류 체계로, 드레이퍼에 의해 이전 알파벳 체계를 재정렬하고 단순화했습니다(#역사 참조).별들은 그들의 스펙트럼 특성에 따라 알파벳의 한 글자, 선택적으로 숫자로 세분화되어 그룹화됩니다.주계열성은 표면 온도가 약 2,000에서 50,000 K까지 다양한 반면, 더 진화한 별들은 100,000[citation needed] K 이상의 온도를 가질 수 있습니다.물리적으로, 그 등급들은 별의 대기의 온도를 나타내며 보통 가장 뜨거운 것부터 가장 추운 것까지 나열됩니다.

학급 유효온도[3][4] 베가 상대 색도[5][6][a] 색도 (D65)[7][8][5][b] 주계열 질량[3][9]
(solar 질량)		 주계열반경[3][9]
(solar 반경)		 주계열 광도[3][9]
(볼로메트릭)		 수소
줄들		 전체분율
주계열성[c][10]
O ≥ 3만K 파랑색 파랑색 ≥ 16 M☉ ≥ 6.6 R☉ ≥ 30,000 L☉ 약한 0.000030%
B 1만-3만K 푸르스름한 흰색 짙푸른 흰색 2.1–16 M☉ 1.8–6.6 R☉ 25–30,000 L☉ 중간의 0.12%
A 7,500–10,000K 하얀색 푸르스름한 흰색 1.4–2.1 M☉ 1.4–1.8 R☉ 5–25 L☉ 강한. 0.61%
F 6,000–7,500K 황백의 하얀색 1.04–1.4 M☉ 1.15–1.4 R☉ 1.5–5 L☉ 중간의 3.0%
G 5,200-6,000K 노란 색 황백의 0.8–1.04 M☉ 0.96–1.15 R☉ 0.6–1.5 L☉ 약한 7.6%
K 3,700–5,200K 연오렌지 옅은 황갈색의 오렌지 0.45–0.8 M☉ 0.7–0.96 R☉ 0.08–0.6 L☉ 매우 약함 12%
M 2,400–3,700K 오랑캐 같은 빨강 연한 오렌지빛의 빨간색 0.08–0.45 M☉ ≤ 0.7 R☉ ≤ 0.08 L☉ 매우 약함 76%
헤르츠스프룽-러셀 도표는 절대 등급, 광도, 표면 온도와 별의 분류를 연관짓습니다.

가장 뜨거운 것부터 가장 멋진 것까지 스펙트럼 타입 글자의 순서를 기억하는 일반적인 기억법은 "Oh, Be A Fine Guy/Girl: Kiss Me!"[11]입니다.

분광형 O부터 M까지의 등급은 물론 나중에 논의될 더 전문화된 다른 등급들은 아라비아 숫자(0–9)로 세분되며, 여기서 0은 주어진 등급에서 가장 뜨거운 별을 나타냅니다.예를 들어, A0는 A급에서 가장 뜨거운 별을 의미하고 A9는 가장 멋진 별을 의미합니다.예를 들어 무노르마에 별은 O9.7로 분류됩니다.[12]태양은 G2로 분류됩니다.[13]

하버드 대학교에서 항성의 분류를 통해 표면 또는 광구 온도(또는 더 정확하게는 유효 온도)를 표시했다는 사실은 개발 이후까지 완전히 이해되지 않았지만, 최초의 헤르츠스프룽-러셀 도표가 공식화되었을 때(1914년까지), 이것은 일반적으로 사실로 의심되었습니다.[14]1920년대에 인도의 물리학자 메그나드 사하는 분자의 해리와 관련된 물리 화학의 잘 알려진 아이디어를 원자의 이온화로 확장함으로써 이온화 이론을 도출했습니다.처음에는 태양 채층에 적용했고, 그 다음에는 항성 스펙트럼에 적용했습니다.[15]

그 후 하버드 천문학자 세실리아 페인은 O-B-A-F-G-K-M 스펙트럼 시퀀스가 실제로 온도의 시퀀스라는 것을 증명했습니다.[16]분류 시퀀스는 온도 시퀀스라는 이해보다 앞서기 때문에, 스펙트럼을 B3 또는 A7과 같은 주어진 하위 유형으로 배치하는 것은 항성 스펙트럼의 흡수 특성의 강도에 대한 (주로 주관적인) 추정치에 의존합니다.따라서 이러한 하위 유형은 수학적으로 표현 가능한 간격의 종류로 균등하게 구분되지 않습니다.

Yerkes 스펙트럼 분류

주계열성에[17] 대한 거짓 색 스펙트럼 몽타주

저자의 이니셜에서 MK 또는 모건-키넌(MKK 또는 모건-키넌-켈먼이라고도 함)[18][19] 시스템이라고도 불리는 여키스 스펙트럼 분류는 1943년 윌리엄 윌슨 모건, 필립 C에 의해 도입된 항성 스펙트럼 분류 시스템입니다. 키넌과 여키스 천문대의 에디스 [20]켈먼입니다이 2차원 (온도와 광도) 분류 체계는 항성의 온도와 표면 중력에 민감한 스펙트럼 선을 기반으로 하며, 이는 광도와 관련이 있습니다 (하버드 분류는 표면 온도만을 기반으로 합니다).이후 1953년 표준 항성 목록과 분류 기준을 약간 수정한 후, 이 계획은 모건-키넌 분류 또는 MK로 명명되었으며,[21] 오늘날에도 여전히 사용되고 있습니다.

표면 중력이 더 높은 항성일수록 스펙트럼 선의 압력이 더 커집니다.거성의 반지름이 비슷한 질량의 왜성보다 훨씬 크기 때문에 거성 표면의 중력과 압력은 왜성보다 훨씬 낮습니다.따라서 스펙트럼의 차이는 광도 효과로 해석될 수 있으며 광도 등급은 스펙트럼의 조사로부터 순수하게 할당될 수 있습니다.

아래 표에 나와 있는 것처럼 다양한 광도 등급이 구별됩니다.[22]

여케스 광도계
광도 등급 묘사 예
0 또는 Ia+ 초거성 또는 극도로 발광하는 초거성 백조자리 OB2#12 – B3-4Ia+[23]
이아 발광 초거성 큰개자리 에타 – B5Ia[24]
Iab 중간 크기의 발광 초거성 백조자리 감마 – F8Iab[25]
Ib 덜 발광하는 초거성 제타 페르세이 – B1Ib[26]
Ⅱ 명석한 거인들 레포리스자리 베타 – G0II[27]
III 보통 거인들 아크투루스 – K0III[28]
IV 아량의 카시오페이아자리 감마 – B0.5IVPE[29]
V 주계열성 (dwarfs) 아체나르 – B6Vep[26]
sd(접두사) 또는 VI 난쟁이들 HD 149382 – sdB5 또는 B5VI[30]
D(접두사) 또는 VII 백색 왜성[d] 판 마넨 2 – DZ8[31]

한계적인 경우는 허용됩니다. 예를 들어 항성은 초거성이거나 밝은 거성이거나, 서브거성과 주계열 분류 사이에 있을 수 있습니다.이 경우 두 가지 특수 기호가 사용됩니다.

  • 슬래시(/)는 별이 한 등급 또는 다른 등급임을 의미합니다.
  • 대시(-)는 별이 두 등급 사이에 있음을 의미합니다.

예를 들어, A3-4III/IV로 분류된 별은 분광형 A3과 A4 사이에 있을 것이며, 동시에 거성 또는 준거성일 것입니다.

하위 왜성 등급도 사용되고 있습니다: VI는 하위 왜성(주계열보다 약간 덜 밝은 별)에 해당합니다.

주계열성과 거성의 온도 문자는 더 이상 백색 왜성에는 적용되지 않기 때문에 명목 광도 등급 VII(때로는 더 높은 숫자)는 백색 왜성이나 "열린 준왜성" 등급에 거의 사용되지 않습니다.

때때로 초거성이 아닌 다른 광도 등급에 문자 a와 b가 적용되기도 합니다. 예를 들어 전형적인 거성보다 약간 덜 밝은 거성은 광도 등급이 IIIb인 반면, 광도 등급 IIIa는 전형적인 거성보다 약간 밝은 별을 나타냅니다.[32]

He II λ4686 스펙트럼 선에서 강한 흡수력을 가진 극 V형 항성 표본에 Vz 명칭이 부여되었습니다.대표적인 별이 HD 93129 B입니다.[33]

분광특이도

소문자 형태의 추가 명명법은 스펙트럼 유형을 따라 스펙트럼의 고유한 특징을 나타낼 수 있습니다.[34]

코드 별의 분광특징
: 불확실한 스펙트럼[22] 값
... 설명되지 않은 스펙트럼 특성이 존재합니다.
! 특수성
컴프 합성 스펙트럼[35]
e 배출 라인 있음[35]
[e] "금지된" 배출 라인 있음
음.정말 가장자리보다 약한 방출선의 "역방향" 중심
등식의 P Cygni 프로파일의 방출선
f NIII 및 HeII 방출[22]
f* NIV 4058Å는 NIII 4634Å, 4640Å 및 4642Å 라인보다[36] 강력합니다.
f+ NIII 라인[36] 이외에 Si IV 4089Å 및 4116Å가 방출됨
f? C III 4647–4650–4652Å N III 라인과[37] 동등한 강도의 방출 라인
(f) NIII 방출, He II의 부재 또는 약한 흡수
(f+) [38]
((f)) 약한 NIII 방출과[39] 함께 강한 HeIII 흡수를 나타냄
((f*) [38]
h 수소 방출선을 가진 WR 별들.[40]
하 흡수와 방출 둘 다 수소를 가진 WR 별들.[40]
헉 약한 헬륨선
k 성간 흡수 특성을 가진 스펙트럼
m 강화된 금속 기능[35]
n 회전으로[35] 인한 광범위한 ("신비한") 흡수
nn의 매우 광범위한 흡수 기능[22]
넵 성운의 스펙트럼은 다음과[35] 같습니다.
p 불특정의 별, 특이한 별.[e][35]
p q. 노바에의 스펙트럼과 유사한 특이한 스펙트럼
q P Cygn
s 좁은 ("날카로운") 흡수선[35]
ㅅ 매우 좁은 선
쉬 셸 별 특징[35]
변태의 가변 스펙트럼 특징[35](때로는 "v"로 축약하기도 함)
wl 약한 선들[35] (또한 "w" & "wk")
요소
기호.		 지정된 요소의 비정상적으로 강한 스펙트럼 [35]라인
z 468.6 nm에서[33] 비정상적으로 강한 이온화 헬륨 라인을 나타냄

예를 들어 59 백조자리는 분광형 B1로 나와 있습니다.5Vnne는 [41]일반적인 분류 B1.5V의 스펙트럼과 매우 넓은 흡수선 및 특정 방출선을 나타냅니다.

세키 분광형 가이드 ("152 Schjellerup"은 Y Canum Venaticorum")

역사

하버드 분류에서 글자 배열이 이상한 이유는 초기 세키 수업에서 발전하여 이해력이 향상됨에 따라 점진적으로 수정된 역사적인 것입니다.

세키 수업

1860년대와 1870년대에 선구적인 항성 분광학자 안젤로 세키는 관측된 스펙트럼을 분류하기 위해 세키 등급을 만들었습니다.1866년까지 그는 아래 표에 나타난 세 종류의 항성 스펙트럼을 개발했습니다.[42][43][44]

1890년대 후반, 이 분류는 이 글의 나머지 부분에서 논의되는 하버드 분류로 대체되기 시작했습니다.[45][46][47]

학급번호 Secchi 클래스 설명
세키 1급 베가나 알테어처럼 넓고 무거운 수소선을 가진 흰색과 파란색 별.이것은 현대 A반과 초기 F반을 포함합니다.
세키 1급
(오리온 하위 유형)		 리겔과 벨라트릭스처럼 넓은 띠 대신 좁은 선을 가진 세키 클래스 I의 하위 유형입니다.현대적 용어로 이 별은 초기 B형 항성에 해당합니다.
세키 클래스 II 노란색 별 – 수소는 덜 강하지만 태양, 아크투루스, 카펠라와 같은 뚜렷한 금속선을 가지고 있습니다.현대의 G급과 K급은 물론 후기 F급도 이에 해당합니다.
세키 3급 베텔게우스와 안타레스처럼 복잡한 띠 스펙트럼을 가진 주황색에서 빨간색 별.
이것은 현대의 M급에 해당합니다.
제4급 1868년, 그는 탄소별들을 발견했고, 그 별들을 구별된 그룹으로 분류했습니다.[48]
현대의 C등급과 S등급에 해당하는 상당한 탄소 띠와 선을 가진 붉은 별.
세키 5급 1877년, 그는 5번째 수업을 추가했습니다.[49]
현대의 B급인 카시오페이아자리 감마와 셀리악 같은 방출선 별들.1891년 에드워드 찰스 피커링은 V형이 현대의 O형(볼프-레이에별 포함)과 행성상성운 안에 있는 별들과 일치해야 한다고 제안했습니다.[50]

세키 등급에 사용된 로마 숫자는 예르케스 광도 등급 및 제안된 중성자별 등급에 사용된 전혀 관련이 없는 로마 숫자와 혼동되어서는 안 됩니다.

드레이퍼 시스템

항성 스펙트럼의[51][52] 드레이퍼 목록에서의 분류
세키 드레이퍼 댓글
I A,B,C,D 수소선 우세
Ⅱ E, F, G, H, I, K, L
III M
IV N 카탈로그에 나타나지 않았습니다.
V O 밝은 선을 가진 Wolf-Rayet 스펙트럼 포함
V P 행성상성운
Q 기타 스펙트럼
MK 시스템에 전달되는 클래스는 굵게 표시됩니다.

1880년대 천문학자 에드워드 C. 피커링은 하버드 대학 천문대에서 천체 프리즘 방법을 사용하여 항성 스펙트럼을 조사하기 시작했습니다.이 연구의 첫 번째 결과는 1890년에 출판된 항성 스펙트럼의 드레이퍼 목록입니다.윌리엄리나 플레밍은 이 목록에서 대부분의 스펙트럼을 분류했으며 10,000개 이상의 특징별을 분류하고 10개의 별과 200개 이상의 변광성을 발견한 것으로 인정받았습니다.[53]하버드 컴퓨터, 특히 윌리엄리나 플레밍의 도움으로 헨리 드레이퍼 목록의 첫 번째 반복은 안젤로 세키가 세운 로마 숫자 체계를 대체하기 위해 고안되었습니다.[54]

카탈로그는 이전에 사용된 Secchi 클래스(I~V)를 A에서 P로 문자가 주어진 보다 구체적인 클래스로 세분화하는 방식을 사용했습니다.또한 Q라는 글자는 다른 등급에 맞지 않는 별에 사용되었습니다.[51][52]플레밍은 피커링과 협력하여 수소 스펙트럼 선의 세기에 따라 17개의 다른 등급을 구분했습니다. 이는 별에서 발산되는 파장의 변화를 유발하고 색상 외관의 변화를 초래합니다.클래스 A의 스펙트럼은 가장 강력한 수소 흡수선을 생성하는 경향이 있는 반면 클래스 O의 스펙트럼은 가시선이 거의 생성되지 않았습니다.문자 시스템은 알파벳 아래로 이동할 때 스펙트럼 등급에서 수소 흡수의 점진적인 감소를 나타냈습니다.이 분류 체계는 나중에 애니 점프 캐넌과 안토니아 모리가 하버드 분광 분류 체계를 만들기 위해 수정했습니다.[53][55]

오래된 하버드 제도 (1897)

1897년, 하버드 대학교의 또 다른 천문학자 안토니아 모리는 세키 클래스 I의 오리온 아형을 세키 클래스 I의 나머지보다 앞에 두었고, 따라서 현대의 B형을 현대의 A형보다 앞에 두었습니다.문자 스펙트럼 유형을 사용하지 않고 I-XXII에서 번호가 매겨진 22개 유형을 사용했지만, 그녀는 처음으로 그렇게 했습니다.[56][57]

1897년 하버드 제도의[58] 개요
무리 요약
I−V I 그룹에서 V 그룹으로 수소 흡수 라인에서 증가하는 강도를 보이는 '오리온형' 별을 포함했습니다.
VI '오리온 유형'과 세키 유형 I 그룹의 중간체 역할을 했습니다.
viiXI 세키의 제1형 항성으로, 수소 흡수선의 강도가 VII-XI 그룹에서 감소했습니다.
XIII−XVI 수소 흡수선이 감소하고 태양형 금속선이 증가하는 세키형 2성을 포함했습니다.
XVII−XX 분광선이 증가하는 세키형 3성 포함
XXI 세키형 별 4개 포함
제22호 울프-레이에 별 포함

22개의 로마 숫자 그룹은 스펙트럼의 추가적인 변화를 설명하지 않았기 때문에, 차이점을 더 구체화하기 위해 3개의 추가적인 분할이 이루어졌습니다.스펙트럼에서 상대적인 선 모양을 구별하기 위해 소문자를 추가했습니다. 선은 다음과[58] 같이 정의되었습니다.

하버드 1897 하위 유형[58]
(a) 평균폭
(b) 흐리멍덩한
(c) 날카로운

안토니아 모리는 1897년에 자신의 항성 분류 목록인 "Henry Draper Memorial의 일부로서 11인치 드레이퍼 망원경으로 촬영한 밝은 별들의 분광"을 발표했는데, 여기에는 4,800장의 사진과 681개의 밝은 북쪽 별들에 대한 모리의 분석이 포함되어 있습니다.이것은 천문대 출판물에 여성이 공을 세운 최초의 사례였습니다.[59]

현재의 하버드 제도 (1912)

1901년 애니 점프 캐논은 문자 형식으로 돌아왔지만 O, B, A, F, G, K, M, N을 제외한 모든 문자와 행성상 성운의 경우 P, 일부 특이한 스펙트럼의 경우 Q를 떨어뜨렸습니다.그녀는 또한 B형과 A형 사이의 중간에 있는 별에 B5A형, F형에서 G형까지의 5분의 1에 해당하는 별에 F2G형 등을 사용했습니다.[60][61]

마침내 1912년까지 Cannon은 B, A, B5A, F2G 등의 유형을 B0, A0, B5, F2 등으로 변경했습니다.[62][63]이것은 본질적으로 하버드 분류 체계의 현대적인 형태입니다.이 시스템은 별에서 방출된 빛을 읽을 수 있는 스펙트럼으로 변환할 수 있는 사진판의 스펙트럼 분석을 통해 개발되었습니다.[64]

윌슨 산 수업

± 200,000년 내 초기형 항성의 고유운동

Mount Wilson 시스템으로 알려진 광도 분류는 서로 다른 광도를 가진 별들을 구분하기 위해 사용되었습니다.[65][66][67]이 표기법은 여전히 현대의 스펙트럼에서 가끔 볼 수 있습니다.[68]

학급 의미.
sd 서브난쟁이
d 난쟁이
sg 섭거성
g 거대한
c 초거성
첨두(왼쪽)와 반타펙스(오른쪽)를 중심으로 후기형 항성의 이동 ± 20만 년

분광형

"스펙트럼 유형"은 여기로 리디렉션됩니다.소행성의 분광형에 대해서는 소행성의 분광형을 참고하세요.

항성 분류 체계는 생물학의 종 분류와 유사하게 유형 표본에 기초하여 분류학적입니다.범주는 각 범주 및 하위 범주에 대해 하나 이상의 표준 별로 정의되며, 구별되는 특징에 대한 관련 설명이 포함됩니다.[69]

"Early" 및 "Late" 명명법

별들은 흔히 초기형 또는 후기형이라고 불립니다."Early"는 뜨거운 것의 동의어이고, "late"는 차가운 것의 동의어입니다.

"초기"와 "후기"는 문맥에 따라 절대적이거나 상대적인 용어일 수 있습니다.따라서 "얼리"는 O 또는 B를 절대적인 용어로 표현할 수 있으며, A 항성일 가능성도 있습니다.상대적인 참고 자료로서, "초기 K"는 아마도 K0, K1, K2, K3일 것처럼 다른 별들보다 더 뜨거운 별들과 관련이 있습니다.

"후기"는 K, M과 같은 분광형을 가진 별들을 가리키는 용어를 무조건 사용하는 것과 같은 방식으로 사용되지만, G7, G8, G9를 가리키는 "후기 G"를 사용하는 것처럼 다른 별들에 대해서도 시원한 별들에 대해서도 사용될 수 있습니다.

상대적인 의미에서, "얼리"는 학급 문자 뒤에 오는 낮은 아랍 숫자를 의미하고, "레이트"는 높은 숫자를 의미합니다.

이 모호한 용어는 19세기 후반 켈빈을 통해 별들이 중력 수축에 의해 움직인다고 가정한 항성 진화 모델에서 비롯된 것입니다.현재 주계열성에는 적용되지 않는 것으로 알려진 헬름홀츠 메커니즘.만약 그것이 사실이라면, 별들은 매우 뜨거운 "초기형" 별들로 인생을 시작하고 점차 "후기형" 별들로 냉각될 것입니다.이 메커니즘은 지질학적 기록에서 관측된 것보다 훨씬 작은 태양의 나이를 제공했고, 별들이 핵융합에 의해 작동된다는 것을 발견함으로써 더 이상 쓸모가 없게 되었습니다.[70]"초기"와 "후기"라는 용어는 그들이 기반으로 한 모델의 소멸을 넘어 이어졌습니다.

O급

주요 기사:O형별
참고 항목:O형 주계열성, 청색거성, 청색초거성
O5V 별의 스펙트럼

O형 항성은 매우 뜨겁고 극도로 밝으며, 대부분의 복사 출력은 자외선 범위에 있습니다.이 별들은 주계열성 중 가장 희귀한 별들입니다.태양 근처의 주계열성 중 약 3,000,000 (0.00003%)은 O형 항성입니다.[c][10]가장 무거운 별들 중 일부는 이 분광형 안에 있습니다.O형 항성은 종종 스펙트럼 측정을 어렵게 하는 복잡한 환경을 가지고 있습니다.

이전에 O형 스펙트럼은 He I λ4471의 강도에 대한 He II λ4541의 강도의 비율로 정의되었으며, 여기서 λ는 방사선 파장입니다.분광형 O7은 He I 선이 초기형으로 갈수록 약해지는 두 강도가 동일한 지점으로 정의되었습니다.O3형은 정의상, 현대 기술로 아주 희미하게 볼 수 있지만, 그 선이 완전히 사라지는 지점이었습니다.따라서, 현대적인 정의는 NIV λ4058 대 NIII λλ4634-40-42의 질소 라인의 비율을 사용합니다.

O형 항성은 He II 선, 뚜렷한 이온화선(Si IV, O III, N III, C III)과 중성 헬륨 선, O5에서 O9로 강화되는 흡수선, 그리고 두드러진 수소 발머 선을 가지고 있지만 나중의 유형만큼 강하지는 않습니다.질량이 큰 O형 항성은 항성풍의 속도가 초속 2,000 km에 이르기 때문에 광범위한 대기층을 유지하지 못합니다.O형 별들은 매우 질량이 크기 때문에, 매우 뜨거운 중심핵을 가지고 있고 수소 연료를 매우 빠르게 연소하기 때문에, 주계열을 떠난 첫 번째 별이 됩니다.

1943년 MKK 분류 체계가 처음 기술되었을 때, 사용된 O급의 하위 유형은 O5~O9.5뿐이었습니다.[72]MKK 체계는 1971년[73] O9.7, 1978년 O4로 확장되었으며, 이후 [74]O2, O3, O3.5 유형을 추가한 새로운 분류 체계가 도입되었습니다.[75]

스펙트럼 표준:[69]

B급

참고문헌: B형 주계열성, 청색거성, 청색초거성
보석상자 성단의 B급 별들 (신용 : ESO VLT)

B형 별들은 아주 밝으며 푸른색을 띠고 있습니다.그들의 스펙트럼은 B2 아류에서 가장 두드러지는 중성 헬륨선과 중간 수소선을 가지고 있습니다.O형과 B형 별들은 에너지가 넘치므로 상대적으로 짧은 시간밖에 살지 못합니다.따라서 일생 동안 운동학적 상호작용의 가능성이 낮기 때문에, 그들은 폭주하는 별들을 제외하고는 그들이 형성한 영역에서 멀리 벗어날 수 없습니다.

클래스 O에서 클래스 B로의 전환은 원래 He II λ4541이 사라지는 지점으로 정의되었습니다.그러나 현대 장비를 사용하면 이 선은 여전히 초기 B형 항성에서 뚜렷하게 나타납니다.오늘날 주계열성의 경우 B등급은 He I 바이올렛 스펙트럼의 세기로 정의되며, 최대 세기는 B2등급에 해당합니다.초거성의 경우 실리콘 라인이 대신 사용됩니다. Si IV λ4089 및 Si III λ4552 라인은 초기 B를 나타냅니다.중기 B에서, 후자의 강도는 Si II λλ4128-30의 강도에 대한 것이고, 후기 B의 경우, Mg II λ4481의 강도는 He I λ4471의 강도에 대한 것입니다.

이 별들은 거대 분자 구름과 관련된 기원 OB 연관성에서 발견되는 경향이 있습니다.오리온자리 OB1 성협은 은하수의 나선팔의 많은 부분을 차지하고 있으며 오리온자리의 더 밝은 별들을 많이 포함하고 있습니다.태양 주변의 주계열성 중 약 800개(0.125%)는 B형 주계열성입니다.[c][10]B형 항성은 상대적으로 흔하지 않으며 가장 가까운 것은 80광년 정도의 레굴루스입니다.[76]

Be별로 알려진 질량은 크지만 초거성이 아닌 별들은 하나 이상의 발머선을 방출하는 것으로 관측되었으며, 별들에 의해 투사되는 수소 관련 전자기 복사 계열이 특히 관심의 대상입니다.Be 별들은 일반적으로 물체가 신기할 정도로 빠른 속도로 회전함에 따라 비정상적으로 강한 항성풍, 높은 표면 온도, 그리고 항성 질량의 현저한 감소를 특징으로 하는 것으로 여겨집니다.[77]

B[e] 별 또는 B(e) 별로 알려진 물체는 양자역학의 현재 이해에서는 일반적으로 허용되지 않는 과정을 거치고 금지된 메커니즘을 가지고 있다고 간주되는 독특한 중성 또는 저이온화 방출선을 가지고 있습니다.

스펙트럼 표준:[69]

A급

참고 항목:A형 주계열성
A급 베가(왼쪽) 태양과 비교(오른쪽)

A형 별은 일반적인 육안 별 중 하나이며, 흰색 또는 청백색입니다.이들은 A0에서 최대로 강한 수소선을 가지고 있으며, A5에서 최대로 이온화된 금속선(Fe II, Mg II, Si II)을 가지고 있습니다.Ca II 라인의 존재는 이 시점에서 특히 강화되고 있습니다.태양 주변의 주계열성 중 160개 중 1개(0.625%)는 A형 항성으로,[c][10] 15파섹 이내에 9개의 별이 있습니다.[78]

스펙트럼 표준:[69]

A형 초거성이자 밤하늘에서 두 번째로 밝은 별인 카노푸스

F급

참고 항목:F형 주계열성

F형 항성은 Ca II의 분광선 H와 K를 강하게 가지고 있습니다.중성 금속(Fe I, Cr I)은 후반 F까지 이온화된 금속 선을 얻기 시작합니다.그들의 스펙트럼은 더 약한 수소선과 이온화된 금속으로 특징지어집니다.그들의 색깔은 하얀색입니다.태양 주변의 주계열성 중 약 33개 중 1개(3.03%)는 F형 항성으로,[c][10] 여기에는 10pc 이내의 항성 12개도 포함됩니다.[citation needed]

스펙트럼 표준:[69]

G급

"Gstar"는 여기로 리디렉션됩니다.기타 용도는 G star(동음이의)를 참조하십시오.
참고 항목: G형 주계열성, 황색 초거성, 황색 초거성
어두운 흑점을 가진 G2 주계열성 태양

태양을 포함한 G형 항성들은 Ca II의 두드러진 분광선 H와 K를 가지고 있는데,[13] 이는 G2에서 가장 뚜렷하게 나타납니다.그들은 F보다 더 약한 수소선을 가지고 있지만, 이온화된 금속과 함께 중성 금속을 가지고 있습니다.CN 분자의 G 밴드에는 두드러진 스파이크가 있습니다.G급 주계열성은 약 7.5%로, 태양 근처의 주계열성 중 거의 13분의 1을 차지합니다.10pc 이내에 21개의 G형 별이 있습니다.[c][10]

G급은 "노란 진화의 공백"을 포함하고 있습니다.[79]초거성 별들은 종종 O나 B (파란색)와 K나 M (빨간색) 사이에서 흔들립니다.그들이 이렇게 하는 동안, 그들은 불안정한 노란색의 초거성 부류에 오래 머물지 않습니다.

스펙트럼 표준:[69]

K급

참고 항목: K형 주계열성
"K-type star"는 여기로 리디렉션됩니다.한국형 핵융합 프로젝트에 대해서는 KSTAR를 참고하세요.
태양과 안타레스에 비교되는 K1.5 거인 아크투루스

K형 항성은 태양보다 약간 차가운 오렌지색 항성입니다.이들은 태양 근처에 있는 주계열성의 약 12%를 차지합니다.[c][10]세페이자리 RW와 같은 초거성에서부터 아크투루스와 같은 거성과 초거성에 이르는 거대 K형 항성도 존재하며 센타우루스자리 알파 B와 같은 오렌지색 왜성은 주계열성입니다.

이들은 수소선이 존재할 경우 매우 약한 수소선을 가지고 있으며, 대부분 중성 금속(Mn I, Fe I, Si I)을 가지고 있습니다.후기 K에 이르면, 산화티타늄의 분자 띠가 존재합니다.따라서 주류 이론(낮은 유해 방사능과 별의 장수에 뿌리를 둔 이론)은 이러한 별들이 넓은 거주가능 영역으로 인해 (이러한 생명체가 지구와 직접적으로 유사한 경우) 궤도를 도는 행성에서 심하게 진화된 생명체가 발생할 수 있는 최적의 가능성을 가지고 있지만 넓은 생명체와 비교하여 훨씬 낮은 유해 방출 기간을 가지고 있음을 시사합니다.해당 구역을 에스팅합니다.[80][81]

스펙트럼 표준:[69]

M급

참고 항목:적색왜성, 적색거성, 적색초거성

M급 별들은 단연코 가장 흔합니다.태양 근처에 있는 주계열성의 약 76%가 M급 항성입니다.[c][f][10]그러나 M급 주계열성(붉은 왜성)은 광도가 매우 낮아서 특별한 조건이 없는 한 육안으로 볼 수 있을 만큼 밝은 별은 없습니다.가장 밝은 것으로 알려진 M급 주계열성은 라카유 8760으로 M0V 등급이며, 크기는 6.7(좋은 조건에서 일반적으로 육안으로 볼 수 있는 한계 크기는 6.5로 언급됨)이며, 더 밝은 예를 발견할 가능성은 극히 희박합니다.

대부분의 M형 항성들은 적색 왜성이지만, 우리은하에서 가장 큰 초거성으로 알려진 대부분의 항성들은 VV 세페이, 안타레스, 베텔게우스 같은 M형 항성들입니다.게다가, 몇몇 더 크고 뜨거운 갈색 왜성들은 후기 M형으로 보통 M6.5에서 M9.5 사이의 범위에 있습니다.

M형 항성의 스펙트럼에는 산화물 분자(특히 TiO)와 모든 중성 금속의 선들이 포함되어 있지만, 수소의 흡수선은 보통 존재하지 않습니다.TiO 밴드는 M급 항성에서 강하며, 대개 가시 스펙트럼에서 M5 정도 우세합니다. 바나듐(II) 산화물 띠는 후기 M에 의해 존재합니다.

스펙트럼 표준:[69]

확장 스펙트럼 유형

새로 발견된 별의 종류에서 많은 새로운 분광형이 사용되었습니다.[82]

뜨거운 청색 방출 별 등급

밝은 청색의 거대한 별들이 형성된[83] 방출선 은하 UGC 5797

매우 뜨겁고 푸른 별들의 스펙트럼은 탄소나 질소, 또는 때로는 산소로부터 뚜렷한 방출선을 보여줍니다.

클래스 WR: Wolf-Rayet

주요 기사:울프-레이에별
성운 M1-67과 울프-레이에별 WR 124의 허블 우주망원경 이미지 중심부

한때[84] O형 항성으로 분류되었던 W형 또는 WR형의 울프-레이에별은 수소선이 없는 스펙트럼으로 유명합니다.대신에 그들의 스펙트럼은 이온화된 헬륨, 질소, 탄소 그리고 때로는 산소의 넓은 방출선에 의해 지배됩니다.이들은 대부분 항성풍에 의해 수소층이 날아가 뜨거운 헬륨 껍질을 직접적으로 노출시키는 죽어가는 초거성으로 여겨지고 있습니다.WR 등급은 스펙트럼(및 외층)에서 질소 및 탄소 배출 라인의 상대적 강도에 따라 하위 등급으로 다시 나뉩니다.[40]

WR 스펙트럼 범위는 다음과 같습니다.[85][86]

  • WN[40] – NIII-V 및 He I-II 라인이 지배하는 스펙트럼
    • WNE (WN2 ~ WN5, 일부 WN6 포함) – 더우거나 "조기"
    • WNL(WN7 ~ WN9, 일부 WN6 포함) – 냉각기 또는 "늦은"
    • WN 클래스 WN10 및 WN11이 Ofpe/WN9 별에[40] 사용되기도 함
    • 수소 방출이 있는 WR에 사용되는 h 태그(예: WN9h)와 수소 방출 및 흡수 모두에 사용되는 h 태그(예: WN6ha)
  • WN/C – WN 별과 강력한 CIV 선, WN 별과 WC 별의[40] 중간 지점
  • WC[40] – 강력한 CI-IV 선이 있는 스펙트럼
    • WCE(WC4 ~ WC6) – 더 덥거나 "얼리"
    • WCL(WC7 ~ WC9) – 냉각기 또는 "늦음"
  • WO(WO1~WO4) – 강력한 OVI 라인, 매우 드물게 WCE 클래스를 엄청나게 뜨거운 온도로 확장(최대 200kK 이상)

대부분의 행성상성운(CSPNe)의 중심별은 O형 스펙트럼을 보여주지만,[87] 약 10%는 수소가 부족하고 WR 스펙트럼을 보여줍니다.[88]이들은 질량이 작은 별들이며, 거대한 울프-레이에 별들과 구별하기 위해 스펙트럼은 사각형으로 둘러싸여 있습니다. [WC].이러한 대부분은 [WC] 스펙트럼, 일부 [WO] 및 매우 드물게 [WN] 스펙트럼을 보여줍니다.

슬래시 별

주요 기사:슬래시 스타

슬래시 별은 스펙트럼에 WN과 같은 선을 가진 O형 별입니다."슬래시"라는 이름은 그 안에 슬래시가 있는 인쇄된 스펙트럼 타입(예: "Of/WNL")[71]에서 유래합니다.

이러한 스펙트럼으로 발견되는 2차 그룹, "Offe/WN9"로 지정된 더 차가운 "중간" 그룹이 있습니다.[71]이 별들은 WN10 또는 WN11로 불리기도 하지만, 다른 울프-레이에 별들과의 진화적 차이가 실현되면서 인기가 떨어졌습니다.더 희귀한 별들에 대한 최근의 발견은 원래의 "슬래시*" 별들보다 훨씬 더 뜨거운 O2-3.5If/WN5-7까지 슬래시 별들의 범위를 확장시켰습니다.[89]

자기 O별

그들은 강한 자기장을 가진 O별입니다.지정은 Of?p입니다.[71]

쿨 레드 및 브라운 왜성 클래스

주요 기사:갈색왜성과 적색왜성

새로운 분광형 L, T, Y는 시원한 별들의 적외선 스펙트럼을 분류하기 위해 만들어졌습니다.여기에는 가시 스펙트럼에서 매우 희미한 적색 왜성과 갈색 왜성이 모두 포함됩니다.[90]

갈색왜성은 수소융합을 하지 않는 항성으로 나이가 들수록 식어서 나중에 분광형으로 발전합니다.갈색왜성은 M형 스펙트럼으로 삶을 시작하고 L, T, Y 스펙트럼 클래스를 통해 더 빨리 냉각됩니다. 질량이 가장 큰 갈색왜성은 우주의 나이 내에 Y 또는 T 왜성으로 냉각될 수 없습니다.일부 질량과 L-T-Y 유형의 연령에 대한 스펙트럼 유형의 유효 온도와 광도 사이에 해결할 수 없는 중복이 발생하기 때문에 뚜렷한 온도나 광도 값을 제공할 수 없습니다.[9]

L급

L-난쟁이에 대한 예술가의 인상

L형 왜성은 M형 항성보다 시원하고 L형은 M형 항성에 가장 가까운 나머지 문자이기 때문에 이들의 명칭을 얻게 됩니다.이러한 천체들 중 일부는 수소 융합을 지지할 만큼 충분히 큰 질량을 가지고 있기 때문에 별이지만, 대부분은 별이 아닌 질량을 가지고 있기 때문에 갈색 왜성입니다.그들은 색깔은 매우 짙은 빨간색이고 적외선이 가장 밝습니다.그들의 대기는 금속 수소화물과 알칼리 금속이 그들의 스펙트럼에서 두드러질 수 있을 정도로 충분히 시원합니다.[91][92][93]

거대한 별의 표면 중력이 낮기 때문에 TiO와 VO를 포함하는 응축물은 형성되지 않습니다.따라서 왜성보다 큰 L형 항성은 고립된 환경에서는 결코 형성될 수 없습니다.그러나 이 L형 초거성들이 항성 충돌을 통해 형성되는 것이 가능할 수도 있는데, 그 예로 발광하는 적색 노바 분출이 한창일 때의 V838 모노케로티스가 있습니다.

T급

T-난쟁이에 대한 예술가의 인상

T형 왜성은 표면 온도가 약 550 ~ 1,300 K(277 ~ 1,027 °C, 530 ~ 1,880 °F)인 차가운 갈색 왜성입니다.그들의 방출은 적외선에서 최고조에 이릅니다.메탄은 그들의 스펙트럼에서 두드러집니다.[91][92]

성단의 수(원시행성 원반, 별과 행성계가 형성된 성운의 가스 덩어리)에 대한 연구는 은하계의 별의 수가 이전에 추측되었던 것보다 몇 배 더 클 것임을 나타냅니다.이 예언들은 서로 경쟁 관계에 있다고 이론화되어 있습니다.가장 먼저 형성되는 것은 원시별이 될 것입니다. 원시별은 매우 폭력적인 물체이며 주변의 다른 지주들을 방해하여 가스를 제거할 것입니다.희생된 행성들은 아마도 우리가 볼 수 없는 L과 T 등급의 주계열성 또는 갈색 왜성이 될 것입니다.[94]

Y급

참고 항목: 준갈색 왜성 및 준별 천체
Y-난쟁이에 대한 예술가의 인상

분광형 Y의 갈색왜성은 분광형 T의 갈색왜성보다 차갑고 그들과 질적으로 다른 스펙트럼을 가지고 있습니다.2013년 8월 현재 총 17개의 천체가 Y등급에 속합니다.[95]이러한 왜성은 광시야 적외선 탐사기(WISE)[82][97][98][99][100]에 의해 40광년 이내에[96] 모델링되고 감지되었지만 아직 잘 정의된 스펙트럼 시퀀스는 없으며 프로토타입도 없습니다.그럼에도 불구하고, 몇몇 물체들이 스펙트럼 클래스 Y0, Y1, Y2로 제안되었습니다.[101]

이러한 잠재적인 Y 물체의 스펙트럼은 약 1.55 마이크로미터 정도의 흡수를 보여줍니다.[102]Delorme 등.는 이 특징이 암모니아로부터 흡수되기 때문이며, 이것을 T-Y 전이의 대표적인 특징으로 삼아야 한다고 제안했습니다.[102][103]사실, 이 암모니아 흡수 특징은 이 분류를 정의하기 위해 채택된 주요 기준입니다.[101]그러나 이 특징은 물과 메탄에 의한 흡수와 구별하기 어려우며,[102] 다른 저자들은 Y0 등급의 할당이 시기상조라고 언급했습니다.[104]

Y 분광형을 위해 제안된 최신 갈색왜성 WISE 1828+2650은 > Y2 왜성으로 원래 인체 온도인 300 K 정도로 추정됩니다.[97][98][105]그러나 시차 측정 결과 광도가 ~400 K보다 차가운 것과 일치하지 않는 것으로 나타났습니다.현재 알려진 가장 멋진 Y 왜성은 WISE 0855-0714로 온도는 대략 250 K이며 질량은 목성의 7배에 불과합니다.[106]

Y 왜성의 질량 범위는 목성의 9-25배이지만, 젊은 천체들은 목성 질량 1배 미만에 도달할 수 있습니다(행성이 되기 위해 냉각되기는 하지만). 이는 Y급 천체들이 갈색 왜성과 행성 사이의 현재 IAU 구분을 나타내는 13개의 목성 질량 중수소 융합 한계에 걸쳐 있다는 것을 의미합니다.[101]

특이한 갈색왜성

특이한 갈색 왜성에 사용되는 기호
펙 이 접미사는 "특이한"(예: L2pec)을 의미합니다.[107]
sd 이 접두사(예: sdL0)는 하위 난쟁이를 의미하며 낮은 금속성과 파란색을[108] 나타냅니다.
β 베타(β) 접미사를 갖는 물체(예: L4β)는 중간 표면 중력을 갖습니다.[109]
γ 감마(γ) 접미사가 있는 물체(예: L5 γ)는 표면 중력이 낮습니다.
빨간. 빨간색 접미사(예: L0red)는 젊음의 흔적이 없지만 먼지 함량이 높은 물체를 나타냅니다.[110]
파랑색 청색 접미사(예: L3 blue)는 뚜렷한 낮은 금속성이 없는 L-왜성에 대한 특이한 청색 근적외선 색상을 나타냅니다.[111]

젊은 갈색왜성은 비슷한 분광형의 장별에 비해 반지름이 크고 질량이 낮기 때문에 표면 중력이 낮습니다.이러한 공급원은 중간 표면 중력에 대한 문자 베타(β)와 낮은 표면 중력에 대한 감마( γ)로 표시됩니다.낮은 표면 중력을 나타내는 지표는 약한 CaH, KI 및 NaI 라인과 강한 VO 라인입니다.[109]알파(α)는 보통의 표면 중력을 의미하며, 보통 떨어집니다.때때로 극도로 낮은 표면 중력은 델타(delta, δ)로 표시됩니다.접미사 "pec"은 특이한 것을 뜻합니다.특이한 접미사는 표면 중력이 낮고 왜성이 낮으며 해결되지 않은 쌍성을 나타내는 다양한 특성을 요약하는 다른 특징에도 여전히 사용됩니다.[112]접두사 sd는 subdwarf의 약자이며 쿨 subdwarf만을 포함합니다.이 접두사는 낮은 금속성과 운동학적 특성을 나타내며 디스크 별보다는 후광 별과 더 유사합니다.[108]하위 난쟁이는 디스크 개체보다 더 푸르게 나타납니다.[113]빨간색 접미사는 빨간색이지만 오래된 개체를 나타냅니다.이것은 낮은 표면 중력이 아니라 높은 먼지 함량으로 해석됩니다.[110][111]파란색 접미사는 낮은 금속성으로는 설명할 수 없는 파란색 근적외선 색상의 물체를 나타냅니다.L+T 바이너리로 설명되는 것도 있고, 2MASS J11263991-5003550과 같이 바이너리가 아닌 것도 있으며 얇은 구름과 큰 구름으로 설명되는 것도 있습니다.[111]

후기 거대 탄소성급

탄소별은 스펙트럼이 탄소의 생성을 나타내는 별로 삼중 알파 헬륨 융합의 부산물입니다.탄소의 풍부함이 증가하고 일부 평행한 s과정 중원소가 생성됨에 따라 이 별들의 스펙트럼은 일반적인 후기 스펙트럼 등급 G, K, M에서 점점 더 벗어나게 됩니다.탄소가 풍부한 별들의 동등한 등급은 S와 C입니다.

그 별들 중 거성들은 스스로 이 탄소를 생성하는 것으로 추정되지만, 이 부류에 속하는 별들 중 일부는 이중성으로, 그 별의 특이한 대기는 그 별이 탄소성이었을 때 지금은 백색 왜성이 된 동반성으로부터 전이된 것으로 의심됩니다.

C급

주요 기사 : 카본스타
탄소성 R 조각가의 이미지와 눈에 띄는 나선형 구조

원래 R과 N별로 분류되었던 이 별들은 탄소별로도 알려져 있습니다.이들은 수명이 다한 적색 거성으로 대기 중에 탄소가 과다하게 존재합니다.기존 R과 N 클래스는 대략 G 중반부터 M 후반까지 정상 분류 시스템과 평행하게 운영되었습니다.이것들은 최근에 N0이 대략 C6에서 시작하는 통합된 탄소 분류기 C로 재매핑되었습니다.시원한 탄소별의 또 다른 부분집합은 C-J형 별인데, C-J형 별은 CN 외에도 CN의 분자가 강하게 존재하는 것이 특징입니다.[114]몇몇 주계열 탄소성들이 알려져 있지만, 알려진 탄소성들의 압도적인 대다수는 거성 또는 초거성입니다.몇 가지 하위 클래스가 있습니다.

  • C-R – 이전에는 G형 후기 항성에서 K형 초기 항성에 해당하는 탄소성을 나타내는 고유 등급(R)이었습니다.
  • C-N – 이전에는 후기 K-형 항성에서 M형 항성에 해당하는 탄소성을 나타내는 자체 등급이었습니다.
  • C-J – C 함량이 높은 시원한 C 별의 하위 유형입니다.
  • C-H – 모집단 II에서 C-R 별을 유사하게 본 것입니다.
  • C-Hd – 수소가 부족한 탄소별로 CH와2 C 밴드가 추가된 후기 G 초거성과 유사합니다.

S급

주요 기사 : S형 별

클래스 S 별은 클래스 M 별과 탄소 별 사이에 연속체를 형성합니다.M급 항성과 가장 유사한 것들은 M급 항성의 TiO 밴드와 유사한 강한 ZrO 흡수 밴드를 가지고 있는 반면, 탄소성과 가장 유사한 것들은 강한 나트륨 D 라인과 약한 C2 밴드를 가지고 있습니다.[115]S형 항성은 지르코늄 등 s-과정에 의해 생성되는 원소의 양이 과량이며, M형 항성이나 탄소형 항성보다 탄소와 산소의 양이 더 많습니다.탄소별과 마찬가지로 알려진 거의 모든 S등급 별들은 점근-거대-가지 별들입니다.

분광형은 문자 S와 0과 10 사이의 숫자로 형성됩니다.이 숫자는 항성의 온도에 해당하며 M급 거성에 사용되는 온도 척도를 대략적으로 따릅니다.가장 일반적인 유형은 S3부터 S5까지입니다.비표준 명칭 S10은 극단적으로 최소일 때만 별 치 백조자리에만 사용되었습니다.

기본 분류는 일반적으로 S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; 또는 S2*5의 여러 방식 중 하나에 따라 풍부도 표시가 뒤따릅니다.쉼표 뒤에 오는 숫자는 ZrO와 TiO의 비율을 기준으로 1과 9 사이의 척도입니다.슬래시 뒤에 오는 숫자는 탄소 대 산소의 비율을 1에서 10까지의 척도로 나타내도록 설계된 더 최근의 것이지만 덜 일반적인 계획입니다. 여기서 0은 MS 별이 됩니다.지르코늄과 티타늄의 강도는 명시적으로 나타낼 수 있습니다.또한 1부터 5까지의 스케일에서 ZrO 밴드의 강도를 나타내는 별표 뒤에 오는 숫자도 종종 볼 수 있습니다.

클래스 MS 및 SC: 중간 탄소 관련 클래스

M 클래스와 S 클래스 사이에서 경계 케이스는 MS stars로 명명됩니다.비슷한 방식으로, S 클래스와 C-N 클래스 사이의 경계 케이스는 SC 또는 CS로 명명됩니다.M → MS → S → SC → C-N 수열은 점근성 거대 가지의 탄소 별의 나이에 따라 탄소 풍부도가 증가하는 수열로 가설이 세워졌습니다.

백색왜성 분류

주요 기사:백색왜성 분광법

D등급(퇴행성의 경우)은 백색 왜성(핵융합을 더 이상 겪지 않고 행성 크기로 축소되어 천천히 식어가는 저질량 별)에 사용되는 현대적인 분류입니다.클래스 D는 다시 스펙트럼 타입 DA, DB, DC, DO, DQ, DX, DZ로 나뉩니다.이 문자들은 다른 별들의 분류에 사용된 문자들과는 관련이 없으며, 대신에 백색 왜성의 가시적인 외층이나 대기의 구성을 나타냅니다.

백색 왜성의 종류는 다음과 같습니다.[116][117]

  • DA – 강력한 발머 수소 스펙트럼 선으로 표시되는 수소가 풍부한 대기 또는 외부 층.
  • DB – 헬륨이 풍부한 대기로 중성 헬륨, He I, 스펙트럼 선으로 표시됩니다.
  • DO – 헬륨이 풍부한 대기로 이온화된 헬륨, He II, 스펙트럼 선으로 표시됩니다.
  • DQ – 원자 또는 분자 탄소선으로 표시되는 탄소가 풍부한 대기.
  • DZ – 금속 분광선(낡은 백색 왜성 분광형 DG, DK, DM의 결합)으로 나타나는 금속이 풍부한 대기.
  • DC – 위의 범주 중 하나를 나타내는 강한 스펙트럼 선이 없습니다.
  • DX – 스펙트럼 선은 위의 범주 중 하나로 분류하기에 충분히 명확하지 않습니다.

이 유형 뒤에는 백색 왜성의 표면 온도를 나타내는 숫자가 뒤따릅니다.이 숫자는 50400/T의eff 둥근 형태이며, 여기서 T는eff 켈빈 단위로 측정된 유효 표면 온도입니다.원래 이 숫자는 1부터 9까지의 숫자 중 하나로 반올림되었지만, 최근에는 1 이하와 9 이상의 값뿐만 아니라 분수 값이 사용되기 시작했습니다.(예: IK Pegasi B의 경우 DA1.5)[116][118]

위의 스펙트럼 특징 중 하나 이상을 표시하는 백색 왜성을 나타내기 위해 두 개 이상의 유형 문자를 사용할 수 있습니다.[116]

확장된 백색 왜성 분광형

허블에 의해 분해된 시리우스 A와 B(DA2형 백색왜성)
  • DAB – 중성 헬륨 라인을 보여주는 수소와 헬륨이 풍부한 백색 왜성
  • DAO – 이온화된 헬륨 선을 보여주는 수소와 헬륨이 풍부한 백색 왜성
  • DAZ – 수소가 풍부한 금속성 백색 왜성
  • DBZ – 헬륨이 풍부한 금속성 백색왜성

백색 왜성에는 다른 종류의 별과는 다른 스펙트럼 특이 기호가 사용됩니다.[116]

코드 별의 분광특징
P 분극이 감지 가능한 자기 백색 왜성
E 배출 라인 있음
H 분극이 감지되지 않는 자기 백색 왜성
V 변수
PEC 스펙트럼의 특이성이 존재함

비성별 분광형:클래스 P 및 Q

마지막으로, 클래스 P와 Q는 헨리 드레이퍼 카탈로그를 위해 캐논이 개발한 시스템에 남아 있습니다.이들은 때때로 특정한 비성별 천체에 사용됩니다.P형 천체는 행성상 성운(일반적으로 젊은 백색 왜성 또는 수소가 부족한 M거성) 내에 있는 별이고, Q형 천체는 별이 아닙니다.[citation needed]

항성잔해

주요 기사:중성자별, 블랙홀, 이국적 별

별의 잔재는 별의 죽음과 관련된 물체입니다.이 범주에는 백색 왜성이 포함되며, 등급 D에 대한 근본적으로 다른 분류 체계에서 알 수 있듯이, 비성별 천체는 MK 계에 들어가기 어렵습니다.

MK 시스템이 기반으로 하는 헤르츠스프룽-러셀 도표는 본질적으로 관측 가능하기 때문에 이 잔재들은 도표에 쉽게 표시될 수 없거나 아예 배치될 수 없습니다.오래된 중성자별들은 상대적으로 작고 차갑기 때문에 도표의 맨 오른쪽에 떨어집니다.행성상성운은 역동적이며 원형별이 백색왜성 가지로 이동함에 따라 밝기가 빠르게 감소하는 경향이 있습니다.만약 이 그림이 보여진다면 행성상 성운은 도표의 오른쪽 위에 표시될 것입니다.블랙홀은 가시광선을 방출하지 않기 때문에 도표에 나타나지 않습니다.[119]

로마 숫자를 사용하여 중성자별을 분류하는 시스템이 제안되었습니다: 낮은 냉각 속도를 가진 덜 무거운 중성자별의 경우 타입 I, 더 높은 냉각 속도를 가진 더 무거운 중성자별의 경우 타입 II, 그리고 더 높은 냉각 속도를 가진 더 무거운 중성자별의 경우 타입 III가 제안되었습니다.[120]중성자별은 질량이 클수록 중성미자 플럭스가 높습니다.이 중성미자들은 너무 많은 열 에너지를 운반하여 몇 년 후에 고립된 중성자 별의 온도가 수십 억 켈빈에서 겨우 백만 켈빈까지 떨어집니다.이 제안된 중성자별 분류 체계는 이전의 세키 스펙트럼 등급과 예르케스 광도 등급과 혼동되어서는 안 됩니다.

스펙트럼 클래스 교체

이전에 20세기 중반에 표준이 아닌 별에 사용되었던 여러 분광형이 항성 분류 체계를 수정하는 동안 대체되었습니다.R과 N은 C-R과 C-N으로 새로운 C등급에 포함되었습니다.

항성분류, 거주가능성, 생명체 탐색

참고 항목: 유성 거주성

인간은 결국 어떤 종류의 별 서식지라도 식민지화할 수 있을지 모르지만, 이 섹션에서는 다른 별 주위에서 생명체가 발생할 가능성에 대해 다룰 것입니다.

안정성, 광도, 수명은 모두 항성의 거주성에 영향을 주는 요소입니다.인간은 생명체를 거느리는 항성인 G급 태양, 무거운 원소가 풍부하고 밝기의 변동성이 낮은 항성 하나만 알고 있습니다.또한 태양계는 항성 하나만 포함하고 있다는 점에서 많은 항성계와 다릅니다.

이러한 제약 조건과 경험적 표본이 하나만 있는 문제로 인해 생명체를 유지할 수 있다고 예측되는 별의 범위는 몇 가지 요인에 의해 제한됩니다.주계열의 항성형 중 태양의 1.5배 이상의 질량을 가진 항성(분광형 O형, B형, A형)은 나이를 너무 빨리 먹어 생명체가 발달하지 못합니다(지구를 지침으로 삼음).반면에 태양 질량의 절반 이하의 왜성(분광형 M)은 다른 문제들과 함께 생명체 거주가능 영역 내의 행성들을 조수적으로 가둘 가능성이 있습니다(적색왜성계의 거주가능성 참조).[121]적색 왜성의 생명체가 직면하고 있는 많은 문제들이 있지만, 많은 천문학자들은 순전한 숫자와 수명 때문에 이러한 시스템을 계속 모형화하고 있습니다.

이러한 이유로 NASA의 케플러 임무는 분광형 A보다는 덜 무겁지만 M보다는 더 무거운 근처의 주계열성에서 생명체가 살 수 있는 행성을 찾고 있는데, 이는 F형, G형, K형의 생명체 왜성이 존재할 가능성이 가장 높은 항성입니다.[121]

참고 항목

  • 아스트로그래프 – 망원경 종류
  • 객원성 – 고대 중국어로 대격변성을 일컫는 명칭
  • 스펙트럼 시그니처 – 파장에 따른 물질의 반사율 또는 방출량 변화
  • 별 수 – 별 수에 대한 부기 조사 하는 페이지, 별 수에 대한 설문조사
  • 항성 역학 – 항성들의 집합적인 움직임을 통계적으로 모델링하는 천체 물리학의 한 분야 으로 보여주는

메모들

  1. ^ 이는 일반적으로 푸른 별로 여겨지는 베가를 "흰색"의 표준으로 사용할 경우 별의 상대적인 색입니다.
  2. ^ 예를 들어, 태양(G2 별)은 흰색인 반면, G9 별은 노란색입니다.
  3. ^ a b c d e f g h 이 비율은 절대 등급 16보다 밝은 별들의 분수입니다. 이 한계를 낮추면 이전의 별들은 더 희귀한 반면 일반적으로 M 등급에만 추가됩니다.실제 숫자를 합하면 824개이므로 비율은 총 열에서 800개의 값을 무시하고 계산됩니다.
  4. ^ 엄밀히 말하면, 백색 왜성은 더 이상 "살아있는" 별이 아니라, 오히려 소멸된 별들의 "죽은" 잔해입니다.이들의 분류는 원소를 태우는 "살아있는" 별과는 다른 분광형을 사용합니다.
  5. ^ A형 항성과 함께 사용할 때, 이는 대신 비정상적으로 강한 금속 스펙트럼 선을 가리킵니다.
  6. ^ 이는 모든 별을 포함할 경우 78.6%로 증가합니다. (위 주석 참조)

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