주계열성
1. 개요
主系列星 / Main Sequence Star
'''주계열성'''은 안정적으로 핵융합을 일으키며, 수소를 연료로 소모하는 시기인 "주계열" 상태에 속한 항성이다. 주계열 상태는 항성 일생의 대부분을 차지한다.
주계열 상태는 사람의 인생에 빗대자면 건강한 청장년기 시기로, 연료 역할을 하는 수소가 모두 소진되면 질량에 따라 각각 다른 별들로 변화하며 주계열성 단계를 벗어나게 된다.
2. 상세
이 시기의 항성은 안정적인 수소 핵융합 반응을 일으키기 때문에 내부 압력[1]과 외부 압력[2]이 평형을 이루어 별의 크기와 밝기가 일정하게 유지된다는 것이 특징이다. 이렇게 수소를 소모하다가 마침내 바닥나게 되면 이 평형이 깨져 주계열성 단계를 이탈하게 되는데, 질량이 큰 항성일수록 이 과정이 빠르다. 이는 질량이 크면 중심핵의 온도와 압력이 커지는 탓에 수소 소모량이 기하급수적으로 늘어나기 때문이다.
상술되었듯 질량이 크면 항성의 중심핵 온도도 높아지는데, 이때 핵연료가 고갈되는 과정이 각각 다르다. 예컨데 태양보다 질량이 훨씬 작은 조그만한 적색왜성들은 항성 전체에서 일어나는 대류 현상으로 인해 헬륨 핵을 만들지 못하고 사용 가능한 수소가 고갈되면 청색왜성이 되어 그대로 주계열성에서 벗어나지만, 태양 질량의 25%부터는 헬륨 핵의 형성과 핵 주변에서의 수소 융합이 진행될 수 있으므로 상대적으로 작은 크기의[3] 적색거성으로 팽창할 수 있으며, 태양 질량의 55% 이상의 오렌지색 왜성들부터는 마침내 헬륨 핵융합에 성공하며 적색거성으로 거대하게 팽창하게 된다.
이보다 더 거대한 항성들은 핵융합으로 산소와 규소까지 만들어내는 모습을 보이지만, 아무리 질량이 크고 중심핵의 온도가 높은 별이라도 철에 이르면 더 이상 핵융합이 진행되지 않는데, 이는 철에서 더 무거운 원소를 합성하기 위해서는 반대로 에너지를 흡수시켜야 하기 때문이다. 핵융합 반응에서 잿더미와 같은 역할인 것이다.[4]
지금으로부터 약 70억년 내로 태양 또한 수소가 바닥나 주계열성 상태를 벗어나고 적색거성 단계로 넘어가게 될 것이다. 이때 태양의 부피가 늘어나 광도가 폭발적으로 증가하기 때문에 지구는 더이상 생명체가 존재할 수 없는 행성이 된다.
3. 질량 한계
모든 별들은 내부 복사압과 중력이 평형을 이루는 시점까지 존재할 수 있는데, 이를 에딩턴 한계라고 부른다. 당연하지만 별이 지나치게 거대해 내부에서 생성되는 복사압이 중력보다 강하게 된다면 별은 질량을 주위로 방출하며 에딩턴 한계 밑으로 내려갈 것이다.
이는 항성이 함유하고 있는 금속(탄소 이상)의 함유량에 따라 차이를 보인다. 금속은 내부의 밀도 변화에 약간이나마 관여하기 때문에 차이를 보이는 것이다. 이 차이는 큰 차이는 아니지만 천문학에서는 중요하다.
주계열성의 질량 하한선은 태양과 비슷한 금속 함유량을 가지고 있다면 태양의 7.5%이고 좀 더 많은 금속 함유량을 가지고 있다면 7.2%까지 내려갈 수 있다. 반면 태양의 1만분의 1의 금속 함유량을 가지고 있다면 태양의 9%까지 올라간다.
질량 상한선도 마찬가지이다. 태양과 비슷한 금속 함유량을 가지고 있다면 태양 질량의 150배까지 가능하지만 태양의 2배의 금속 함유량을 가지고 있다면 103배까지 내려간다. 반대로 태양의 금속 함유량의 절반이라면 200배, 태양의 10분의 1의 금속 함유량을 가지고 있다면 320배까지 가능하고 금속 함유량이 태양의 100만분의 1 이하라면 최대 700배까지도 가능하다.
3.1. 항성 종족 Ⅲ의 별들
초창기 항성종족 Ⅲ의 별들 중 태양 질량의 500배가 넘는 별들도 존재했으며 이들 별은 생을 마치고 거대한 블랙홀[5]들이 생성되었고 퀘이사와 초기 은하 형성에 기여하였다.
종족 Ⅲ의 별들은 금속이 없어서 CNO 순환[6]으로 수소→헬륨 핵융합이 불가능했다. 따라서 처음에 바로 핵융합을 못 하므로 주변의 질량을 추가로 빨아들일 수 있는 시간적 여유가 존재해, 질량이 커질 수 있는데 그래서 이들의 평균 질량은 태양의 180~200배나 되었다.
금속 함유량이 전무하고, 태양질량 500배 이상의 초창기 종족 Ⅲ의 별들은 오늘날과는 조금 다르게 핵융합을 했는데 PP 반응[7]으로는 이 큰 덩치를 유지하기에 중력이 더 강했기에 불가능했으므로, 중심핵이 더더욱 수축(압축)하게 된다. 별이 크기 때문에 중심핵이 수축하여 마참내 1억 4천만 도가 넘어가면, 헬륨이 융합할 수 있다. 이렇게 항성 중심부에서 헬륨핵까지 융합해서 탄소핵이 형성되면, CNO 순환이 일어나게 된다. CNO 순환이 일어나면서 항성은 다시 밝아지며 중심핵도 팽창하게 되어 헬륨 융합은 멈추고 원래의 수소 융합을 하는 주계열로 변화한다.[8]
이렇게 초창기 종족 Ⅲ의 별들은 좀 특이하게 핵융합을 한 별들이었다. 일반적인 항성이 주계열성을 지나 적색거성 단계의 핵에서 만들어지는 C(탄소)핵을, 넘사벽 수준의 엄청난 질량과 중력의 힘 덕분에, 주계열성이 되기 전에 만들어서 CNO순환으로 안정적인 주계열성의 단계처럼 입성한 것이다. 물론 질량이 굉장히 큰지라, 그 수명은 수만~수십만년에 수소핵을 전부 소진했을것이다.
4. 종류
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관측된 주계열성들의 실제 사이즈를 평균적으로 나타낸 것이다. 제일 차갑고 어두운 M형을 시작으로 오른쪽으로 갈수록 기하급수적으로 밝고 뜨거워진다. 그러나 수명 또한 급격히 짧아져 제일 오른쪽 O형은 불과 몇 백만 년밖에 살지 못한다. 생각과는 달리 주계열성들의 크기는 흔히 알던 적색 거성이나 청색 거성처럼 무지막지하게 차이가 나지 않는다. 거대한 별들은 주계열에서 이탈하여 죽어가는 별들이 빵빵하게 부풀어오르는 것이다.
주계열성은 O, B, A, F, G, K, M 형으로 분류된다. 보통 영미권에서 Oh Be A Fine Girl Kiss Me[9]라는 두문자 암기법을 쓴다. 지1 수험생들은 "우비 아빠 김규(큐)민", "오빠 아파 잠깐만(...)" 이딴 식으로 이해하기 힘든 분류법이 된 이유는, 원래는 관측되는 수소가 많은 순서로 A~V까지 분류했었는데, 나중에 보니 수소 스펙트럼보다 온도가 훨씬 중요하다는 걸 알게 되어 순서가 바뀌었기 때문이다.
상세한 부분은 색등급도, 하버드 분류법, 여키스 분류법 참조
4.1. O형
4.2. B형
4.3. A형
4.4. F형
4.5. G형
4.6. K형
4.7. M형
[1] 핵융합 반응으로 인한 강력한 폭발력.[2] 별을 쥐어짜듯 압박하는 중력.[3] 원래 지름의 수십 배.[4] 핵자 간 결합에너지 순으로 니켈-62, 철-58, 철-56, 니켈-60, 크로뮴-54 순이다.[5] 일반적인 항성의 초신성 폭발 후 생성된 블랙홀의 질량은 태양의 3~4배 수준이지만 이들이 남긴 블랙홀은 태양의 10~15배나 되었다.[6] 탄소, 질소, 산소 핵을 촉매제로 수소 → 헬륨 + 에너지 핵융합 반응. 태양 질량의 1.1배 이상&일정부분 이상 금속함유량 조건하에 적용. [7] 현재 태양의 핵융합 방식으로 알려진 반응. 태양 질량의 1.1배 이하의 항성이 이 방법으로 수소 → 헬륨 + 에너지로 핵융합작용을 한다. [8] 중심핵 내부의 금속 함유량이 태양의 100만분의 1을 초과하게 되면 CNO 순환으로 안정된 핵융합이 가능하다.[9] 한국에서는 Oh, Beautiful And Fine Girl. Kiss Me!'라는 배리에이션도 있다.