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관측된 주계열성들의 실제 사이즈를 평균적으로 나타낸 것이다.[1] 제일 차갑고 어두운 M형을 시작으로 오른쪽으로 갈수록 기하급수적으로 밝고 뜨거워진다. 그러나 수명 또한 급격히 짧아져 제일 오른쪽 O형은 불과 몇백만 년밖에 살지 못한다. 생각과는 달리 주계열성들의 크기는 흔히 알던 적색 거성이나 청색 거성처럼 무지막지하게 차이가 나지 않는다. 가장 큰 O형 주계열성이 태양보다 10배 정도밖에 크지 않으며, 거대한 별들은 주계열에서 이탈하여 죽어가는 별들이 빵빵하게 부풀어오르는 것이다.

2.1. 볼프-레이에별

2.1.1. W형

해당 문서 참고.

2.2. 주계열성

참고로 아래에 예시로 나온 별들은 해당 분광형을 가졌다는 것일 뿐 주계열성이라는 보장은 없으니 주의해야 한다. G형 주계열성만 해도 30광년만 떨어져도 3~4등급으로 보이며, K, M형 주계열성쯤 가면 지구에서 육안으로 관측하는 것이 사실상 힘들 정도로 작기 때문에 이름이 붙은 유명한 별도 없다. 육안으로 잘 보이는 유명한 G, K, M형 별들은 대부분 주계열 단계가 끝난 거성이다.

2.2.1. O형

성간 물질이 뭉친 양이 태양의 16배를 넘어가면 O형 주계열성이 된다. 표면온도는 3만 도에서 가장 뜨겁다고 알려진 O2 분광형은 5만 5천도에 이른다.
O형 주계열성은 아주 희귀하여 전 우주의 주계열성들 중 대략 1000만개 중 3개(약 0.00003%)가 O형 주계열성이다. 감이 오지 않는다면, 주계열성들을 인간에 비유한다면 대한민국 5천만 인구 중 15명밖에 되지 않는다는 것이다. 반지름은 태양의 6.6배 정도에 지나지 않으나, 밝기는 태양의 3만배에 달한다. 인간의 눈으로 볼 때 O형 주계열성은 청백색의 빛을 뿜는다. 이처럼 희귀한 이유는 큰 질량이 뭉쳐서 별이 생길 확률이 그렇지 않을 확률보다 적은 것에 더해서 이 별들이 살아 있는 기간이 '너무 짧기' 때문이다. 태양 질량의 30배 정도 되는 O7형 별의 평균 수명은 1100만 년, O3형 별은 300만 년밖에 되지 않으므로, '''각각 태양의 현재 나이인 46억 년의 0.239%(O7), 그리고 0.065%(O3)''' 정도밖에는 살지 못한다. 따라서 인간이 밤하늘을 관찰할 때 살아있는 O형을 관측할 확률은 이 별의 생존 기간이 평균적인 다른 별들에 비해 짧은 만큼 줄어드는 것이다. 이 별들은 워낙에 많은 질량이 뭉쳐서 태어났기 때문에 주계열로 성장이 끝난 별 주위에도 별을 만들고 남은 가스가 둘러져 있어서 지구에서 볼 때 빛을 차단한다. 따라서 이 별에 대한 연구는 이하 서술할 보다 작은 별들에 비해 많이 제한되어 있다.
이들은 수명이 짧아서 태어난 곳에서 멀리 못 달아나기 때문에 지구에서 관측하면 특정 구역에 O형별과 B형별이 모여있는 모습을 볼 수 있는데 이를 OB성협이라 부른다.
희귀한 만큼 지구에서 가장 가까운 O형 별은 '뱀주인자리 제타'로, 366광년 너머 떨어져 있다.
다른 별은 알니타크(오리온자리 제타)가 있다.

2.2.2. B형

성간 물질이 뭉친 양이 태양의 최소 2배에서 16배 사이가 되면 B형 주계열성이 된다. 표면 온도는 최소 1만~3만 도로 위에 쓴 O형의 위엄에는 크게 못미치나 여전히 아주 뜨겁다. 밝기는 태양의 25배에서 최대 3만 배까지 다양하다. 왜 이처럼 밝기 차가 무지막지한가에 대한 답은, 수소핵융합의 속도는 온도의 세제곱에 비례하기 때문이다. 온도가 2배 상승하면 밝기는 8배 증가하는 식이다.
B형 역시 우리 눈에 청백색의 빛을 뿜는다. 다만 일각에서 알려진 것처럼 B형은 청백색이고 O형은 청색으로 빛난다는 말이 있는데 일정 온도 이상 뜨거워지면 우리 눈에는 청백색보다 더 푸르게 보이는 일은 없다. 그 이유는 뜨거운 별들은 가시광선보다는 자외선 영역에서 대부분의 에너지를 뿜기 때문이다.
일단 희귀성 측면에서 O형보다는 아주 많은데, B형 주계열성은 우주의 주계열성들 중 0.15% 정도다. 무시해도 좋을 정도의 적은 수치이기는 하나, O형의 비율에 비하면 아주 흔하다고 봐도 좋다. 질량이 따라 수명은 1천만~7억 년이다.
다만 밤하늘에 빛나는 별들 중 주계열 B형 별들 중 눈에 띄는 것은 없다. 무엇보다 수가 적어 지구에서 가까운 것이 몇 없다는 데 있다. 다만 소형 망원경을 통해 보면 잘 보이는 별들 수준으로 확장하면 그 수는 꽤 된다.
이 B형 별들의 특징이라면 자전 속도가 매우 빠르다는 데 있다. 수명이 워낙에 짧아서 태어났을 때의 각운동량이 다 없어지지 않은 것이 큰 이유이다. 너무 빨리 돌아가기에 아케르나르처럼 납작하게 찌부러진 경우도 있다.
대표적인 지구 근처 B형 주계열성으로는 레굴루스, 알골 A, 아케르나르, 아크룩스 등이 있다.

2.2.3. A형

태어날 때 뭉친 가스 물질의 양이 태양의 1.4배에서 2배 사이일 경우 A형 주계열성이 된다. 표면 온도는 최소 7500~최대 1만 도 정도에서 형성된다. 밝기는 태양의 5배에서 25배 사이에서 형성된다. 이는 재래식 손전등과 LED 등의 차이 정도 된다. 수명은 10억 년에서 15억 년 정도 된다.
일단 A형은 앞의 B나 O에 비해 훨씬 연구가 많이 되어 있고, 그 수효 또한 많다. 우주 모든 별 중 약 0.6%를 차지한다. 사실 이 정도 비율도 무시할 수준이기는 하나 A형은 O형이나 B형에 비해 훨씬 오래 산다(최소 7억~ 최대 30억 년). 따라서 밤하늘에 보이는 주계열성들 중 그 수가 가장 많고 우리에게 잘 알려진 별들 중 상당수가 이 A형에 속한다.
대표적인 지구 근처 주계열성으로는 시리우스, 베가, 포말하우트가 있다.

2.2.4. F형

질량이 태양의 1.04배에서 1.4배일 때 형성되며 6070K~7250K의 온도 분포를 보인다. 밝기는 태양보다 조금 더 밝은 수준에서 3배까지이다. F형은 주계열성의 대략 3% 정도로 희귀해도 많이 관측되는데, 밝기가 밝아서 100광년 이내에서 많이 발견되기 때문이다.
수명은 20억년~100억년이다. 지구에서 보면 황색으로 보이지만 우주에서 관측하면 옅은 푸른색으로 관측된다. 이는 지구의 대기 때문에 색이 다르게 보이기 때문이다.
대표적으로 북극성, 프로키온이 있다.

2.2.5. G형

G형은 모든 주계열성들 중 가장 연구가 많이 되고 우리가 많은 것을 알고 있는 주계열성인데, 그 이유는 우리 태양이 바로 여기 속했다는 사실 하나 때문이다.
지구에서는 황색에 붉은기가 섞여 있는 것처럼 관측되지만 실제로 흰색에 미미한 푸른색을 띈다 이는 지구의 대기 때문이다.[2] 질량은 태양의 80%~1.04배에 표면 온도는 5300~6070K까지이다.
우주의 별들 중 7%~8% 가량을 차지한다. 태양의 분광형은 G2로, G형에서도 질량이 큰 편에 속한다. 수명은 80억~160억 년이며, 태양의 기대 수명은 약 120억~130억 년이다..
다른 것으로는 카펠라가 있다. 당연하지만 분광형만 G형일 뿐 태양보다 훨씬 큰 거성이다.

2.2.6. K형

오렌지색 왜성이라 불리며 질량은 태양의 45%~80%이며 표면 온도는 3850K~5273K의 온도 분포를 가지고 있다. 우주에서 관측하면 K0은 흰색으로 K9은 옅은 주황색이 섞인 백색으로 관측된다.
비교적 흔하고 적색 왜성과 그 이하에 비해 그리 어둡진 않기 때문에 K형별은 별들 목록에서도 많이 분포하지만 광도가 어두워 멀리 있는 K형 별을 관측하기는 힘들다.
수명은 160억년에서 1300억년까지 살 수 있다. 즉 K형의 가장 작은 별의 경우 수명이 1300억년을 넘기고 우주의 나이가 138억년 이므로 죽은 K형별은 없다고 볼 수 있다.
K형에 속하는 별로 아크투루스, 알데바란이 있다. 물론 이들은 왜성이 아닌 거성이다.

2.2.7. M형

적색왜성이라 불리며 우주에서 관측하면 분광형에 따라 옅은 황색부터 적색으로 보인다. 우주에서는 분광형 M0은 흰색에 옅은황색으로 관측되며 M5는 황색 M9은 적색으로 관측된다.
질량은 태양의 8%~45%까지이며 우주의 주계열성들 중 95%이상을 차지한다. 미래의 우주에는 이러한 적색 왜성이 많이 생길 수 있는 환경이 조성되어 100억년 후 우주에는 적색 왜성의 비율이 98% 이상까지 늘어나게 될 것이다.
적색 왜성은 질량과 중원소 함량에 따른 복합적인 수명계산으로 하면 최소 1300억년 이상 살 수 있다. 즉 적색 왜성이라면 1300억년 이하의 수명을 가진 적색 왜성은 없다는 뜻이다. 가장 질량이 작은 적색 왜성은 10조 년 이상까지 살 수 있다. 심지어 적색왜성 중에는 태어난 지 최소 136억 년 된 것도 있을 정도.
우주에 많이 존재하지만 가장 밝은 적색 왜성의 밝기는 태양의 10%에 불과하며, 가장 어두운 적색 왜성은 태양의 1만분의 1도 존재하므로 어떤 적색 왜성도 망원경 없이는 관측이 불가능하다. 따라서 우주에 아주 적게 있는 것처럼 보이지만 고성능 망원경으로 관측하면 우주가 별로 꽉 차있는 것처럼 관측되는데, 이는 적색왜성이 매우 많기 때문이다.
적색 왜성은 어둡기 때문에 100광년 이내의 비교적 가까운 별이 연구대상이 되고 있다.[3] 더 자세한 내용은 해당 항목을 보면 된다.
우리 은하에 존재하는 적색 왜성의 평균 질량은 태양의 9.5%로 집계된다. 이는 적색 왜성들 중에서도 태양의 8~11% 사이대의 별들의 양이 전체 적색 왜성들 중 70% 이상 차지한다는 뜻이다. 이는 작은 적색 왜성일수록 그만큼 수가 많아진다는 뜻이다. 즉, 질량이 태양의 10%만 넘어도 전체 주계열성 등위의 절반 안에 든다는 뜻이 된다.
M형에 속하는 별로 베텔게우스, 안타레스가 있다. 물론 이들은 왜성은 커녕 조만간 폭발할 거대한 적색 초거성이다. 거성이 아닌 별을 예로 들면 우리 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리가 대표적이다.

2.3. 갈색왜성

2.3.1. L형

표면 온도는 1300~2000K까지이다. 갈색왜성이 아님에도 이 분광형에 속하는 별들이 있는데, 초거성인 외뿔소자리 V838과 초저질량 항성인 2MASS J0523-1403이 그러한 경우이다.

2.3.2. T형

표면 온도는 700~1300K까지이다.

2.3.3. Y형

온도는 700K 이하로 별 중에서는 매우 차갑다. 일부는 표면 온도가 영하로 내려간다고 추정된다. 현재까지 발견된 별들은 이 분광형에 속하는 별 중에서도 가장 밝은 별들이 대부분이다.

2.4. 백색왜성

2.4.1. D형

해당 문서 참고.

3. 여담

주계열성은 O B A F G K M이라는 순서때문에 다양한 암기법이 존재한다. 보통 영미권에서 '''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl '''K'''iss '''M'''e로 두문자 암기법을 쓴다. 이딴 식으로 이해하기 힘든 분류법이 된 이유는, 원래는 관측되는 수소가 많은 순서로 A~Q까지 분류했었는데, 나중에 보니 이 중 상당수가 중복된 것으로 판명되어 통폐합되었고 그 뒤 수소 스펙트럼보다 온도가 훨씬 중요하다는 걸 알게 되어 순서가 바뀌었기 때문이다.
초기에는 사진을 찍은 후 별이 찍힌 사진 위에 판을 놓고 거기에 광섬유를 꽂아 넣는 식으로 분광을 했다. 그래서 인력이 굉장히 많이 필요했는데, 여기에는 많은 수의 여성 천문학자가 동원되었다. 말이 천문학자지 사실은 천문학 배운 여성 파트타임 노동자로 대우가 매우 좋지 않았다고 한다. 하필 여성들을 쓴 것에도 뭐 대단한 이유가 있던 게 아니라 그냥 인건비가 싸서.
이런 부류의 여성 천문학자 중 가장 유명한 사람은 할로 섀플리의 휘하에서 세페이드 변광성을 연구했던 헨리에타 스완 리비트가 있다.

나는 오바프그큼으로 외운다

[1] 실제 모양은 고려하지 않았다. O, B, A형의 주계열성은 자전속도가 매우 빨라 그림과 달리 회전 타원체 모양을 하고 있는 경우가 많다.[2] 지구의 대기가 산란을 덜하는 시간대인 정오에 태양은 보면 흰색에 가깝게 보인다. [3] 물론 고성능 망원경으로는 1만 광년 이상 떨어진 적색 왜성도 관측이 가능하나, 밝기가 어두운 적색 왜성 특성상 데이터가 부실하게 나오고 가까운 적색왜성만 해도 충분히 차고 넘치기 때문에 가까운 적색 왜성을 주로 연구한다.

분류

천문학