항성의 분류는 어떻게 할까?

 

 

항성의 분류에 대해 알아보자!

스펙트럼에 따라 항성을 나누는 기준은 매우 뜨거운 O형에서 상층 대기에 분자를 생성할 수 있을 정도로 차가운 M형까지 여러 가지가 있습니다. 가장 많이 사용되는 분류 기호는 O, B, A, F, G, K, M으로 표면의 온도가 고온에서 저온으로 구분된 것입니다.. 독특한 면을 보이는 별의 경우 특수 분류 기호를 사용하고 있습니다. 가장 흔한 경우는 L과 T형으로 차가운 M형 별과 갈색 왜성입니다.
각 기호에 대해 0부터 9까지의 아라비아 숫자로 다시 나누고 있습니다. 이 체계는 표면 온도에 기초합니다. 그러나 현재까지 발견된 항성 중 가장 뜨거운 것은 O2이며(예: HD 269810), O0 및 O1 분광형을 가진 항성의 존재 가능성은 아주 낮다고 합니다.
항성은 부피와 표면 중력에 따라 다른 스펙트럼선을 보이는데(이를 광도 효과라고 합니다.), 이 기준에 따라 항성을 구분하기도 합니다. 가장 큰 초거성 0을 시작으로, 거성 III, 주계열성 V, 가장 작은 백색 왜성 VII 등 부피가 작아질수록 로마 숫자가 증가합니다. 대부분의 별은 중심핵에서 수소를 태우는 핵융합을 통해 빛과 열을 생성하는 주계열 단계에 있습니다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 일정한 선을 그리면서 배열되어 있습니다. 우리 태양을 표면 온도와 표면 중력에 따라 표시하면 표면 온도가 G2V이며 주계열 상태에 있는 표면 온도가 G에서 세 번째로 뜨거운 그룹에 있다는 것을 의미합니다.(G형 주계열성을 황색 왜성이라고도 합니다.) 우리 태양은 온도와 질량이 상당히 큰 편에 속합니다.
특이한 현상을 보이는 별은 위에서 설명한 기호 옆에 작은 글자들을 덧붙입니다. 예를 들어, "e"는 방출선 현상을 나타내는 항성에 붙이는 기호이고, "m"은 강력한 중원소 성분을 가진 별이며, "var"는 분광형이 일정하지 않은 별에 사용된다고 합니다.
백색 왜성의 경우 D라는 분광형 기호로 사용됩니다. 스펙트럼에 나타나는 특정 분광선에 따라 다시 세분화하는데 DA, DB, DC, DO, DZ, DQ 등으로 표시합니다. 세분한 기호 뒤에 온도에 따라 아라비아 숫자를 다시 붙여서 표기를 합니다. 예를 들어 시리우스 B의 분광형은 DA2입니다.

 

변광성에 대해 알아보자!

변광성이라 불리는 항성은 외부적 또는 내부적 요인에 의해 규칙적 또는 불규칙적으로 밝기가 변화합니다. 내부 요인에 따라 변광성은 크게 세 그룹으로 나눌 수 있다.
첫째, 항성의 진화에서 겪는 변광의 과정입니다. 항성이 나이를 먹어감에 따라, 일부 별들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 변광성의 성질을 나타내는 영역을 통과합니다. 이 단계를 보여주는 항성을 맥동 변광성이라고 합니다. 맥동 변광성은 시간이 지나는 동안 짧게는 몇 분에서 길게는 몇 년에 걸친 주기에 따라 수축과 팽창을 반복하면서 밝기와 반지름에 큰 변화를 보여줍니다. 이 범주에 속하는 항성 중에는 케페우스형 변광성과 미라형 변광성(장주기 변광성)이 있습니다.
둘째, 분출 변광성이 있습니다. 이들은 항성 플레어의 방출 또는 질량의 대량 방출 등으로 인해 빠르게 밝기가 변화합니다. 이런 항성으로는 원시별, 울프-레이에 별, 플레어 별, 거성, 초거성들이 포함되어 있습니다.
셋째, 격변 변광성 또는 폭발 변광성입니다. 이들은 앞의 두 가지보다 훨씬 더 극적인 변화를 겪습니다. 여기에 속하는 항성 진화의 단계 중에는 신성과 초신성이 있습니다. 백색 왜성을 반성으로 하는 쌍성계의 경우, 백색 왜성은 신성과 la형 초신성 폭발을 일으킬 수 있는 후보입니다. 주성으로부터 흘러 들어온 강착 물질이 백색 왜성 주위에 일정하게 쌓이면서 수소 핵융합을 할 수 있는 질량으로 축적되면 폭발이 일어나게 됩니다. 그 중 일부는 주기적으로 약한 강도로 폭발하기도 합니다.
외부 요인에 의한 변광성도 있습니다. 식쌍성, 매우 많은 흑점을 가진 별들이 그 예입니다. 식쌍성 중 대표적인 예로는 알골이 있는데 이 별은 2.87일 간격으로 밝기가 2.3에서 3.5 등급으로 변화하기도 합니다.

 

 

항성의 구조는 어떻게 될까?

안정된 별의 내부는 유체 정역학적으로 평형 상태에 있습니다. 유체 정역학적 평형이란 항성 내부의 압력 기울기에 따라 중력과 복사압이 서로 균형을 이루는 상태를 말합니다. 압력 기울기는 중심부에 비해 바깥으로 갈수록 온도가 낮아지면서 "플라즈마의 온도 기울기"에 의해 발생합니다. 주계열성이나 거성 중심부의 온도는 적어도 1,000만 켈빈 이상입니다. 주계열성 중심핵에서 수소를 태움으로써 발생하는 온도와 압력 때문에 항성은 핵융합이 일어날 수 있고 동시에 자신의 중력을 견디면서 무너지지 않고 형태를 유지할 수 있는 환경을 갖게 됩니다.
원자핵은 항성의 중심에서 융합할 때 감마선의 형태로 에너지를 발산시킵니다. 이 광자는 주위의 플라즈마와 반응하여 중심핵에 열 에너지를 공급합니다. 주계열 단계의 항성은 수소를 헬륨으로 변환시키면서 중심핵 부분에 헬륨을 천천히 그리고 지속적으로 축적합니다. 결국 헬륨이 임계점 이상으로 쌓이면 중심핵의 핵융합 반응이 정지를 합니다. 태양 질량의 0.4배가 넘는 별은 핵융합 장소를 축퇴된 헬륨층 바깥의 외층으로 이동시키고, 항성은 서서히 부풀어 오릅니다.
유체 정역학적 평형 외에도 안정된 항성의 내부는 열적 평형이라 불리는 안정된 에너지 상태를 유지합니다. 항성의 내부 전체에 걸쳐 온도 기울기가 방사적으로 형성되어 있으며, 이로 인해 열이 안쪽에서 바깥쪽으로 흐르게 됩니다. 항성 내부의 모든 층에서 외부로 그리고 아래에서 각 층으로 밀려 올라오는 흐름의 에너지 양은 정확히 같습니다.
복사층은 복사열 전달에 의해 에너지 흐름이 효율적으로 유지되는 영역입니다. 복사층에서 플라즈마는 안정되어 큰 움직임이 없습니다. 그러나 이 안정된 상태가 깨지면 플라즈마는 불안정해지고 대류 작용이 일어나 대류층을 형성하게 됩니다. 이것은 바깥층과 같이 불투명도가 높은 곳이나 중심핵과 같이 높은 에너지 흐름이 발생하는 곳에서 발생할 수 있습니다.
주계열성에서 대류층 위치는 질량에 의해 결정됩니다. 태양보다 몇 배 무거운 항성은 항성 안쪽 깊숙한 곳에 대류층을 가지고 있으며, 바깥쪽은 복사층이 둘러싸고 있습니다. 태양과 같이 상대적으로 작은 질량의 별은 반대로 복사층이 깊고 항성의 외부를 감싸고 있는 대류층을 가지고 있습니다. 태양 질량의 0.4배 이하인 적색 왜성은 항성의 내부 전체가 대류층이기 때문에 중심핵에 헬륨을 쌓지 않습니다. 대부분의 별 내부 대류층은 별이 노화함에 따라 또는 내부 구성이 변함에 따라 다양한 형태로 바뀌게 됩니다.
지구 관측자의 눈에 보이는 항성의 표면을 광구라고 합니다. 이것은 항성의 플라즈마가 투명하게 빛 모양의 광자로 변하는 층입니다. 중심핵에서 생성된 복사 에너지는 광구를 떠나면서 우주로 자유롭게 퍼져 나갑니다. 광구의 표면에는 흑점이 생기게 되는데, 이것은 주변보다 온도가 낮기 때문에 검은색으로 보이는 것입니다..
광구보다 높은 고도에는 항성의 대기가 펼쳐집니다. 태양과 같은 주계열성의 항성 대기 중에서 가장 낮은 곳은 채층으로, 스피큘이 발생하고 항성 플레어가 생성됩니다. 채층에서 불과 100㎞를 올라가면 온도는 아주 빠르게 상승합니다. 채층 바로 위는 코로나로 극도로 뜨거운 플라즈마가 수백만 킬로미터까지 퍼져 있는 영역입니다. 코로나는 항성 내부의 대류층 때문에 존재하는 것으로 추정된다고 합니다. 코로나의 온도는 극도로 뜨겁지만 빛의 방출은 미미하다고 합니다. 태양 주위의 코로나 지역은 대개 일식 동안에만 관측할 수 있습니다.
코로나로부터 플라즈마 입자형의 항성풍은 바깥으로 퍼져 나가면서 성간 매질과 반응을 합니다. 태양의 경우 태양 코로나에서 나오는 항성풍은 거품의 형태의 태양권 전체에 퍼져나간다고 합니다.