항성분류
Stellar classification
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
 |
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
| 이 섹션은 검증을 위해 추가적인 인용이 필요합니다.(2021년 9월)(이 를 및 |
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% |
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
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]
| 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.
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
| 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]
| 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.
| (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
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 |
분광형
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
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
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]
- B0V – 오리온자리 웁실론
- B0Ia – 알닐람
- B2Ia – 치 오리온스2
- B2Ib – 9 Cephei
- 큰곰자리 B3V – 큰곰자리 에타
- B3V – 오리개자리 에타
- B3Ia – 오마이크론2 캐니스 마조리스
- B5Ia – 큰개자리 에타
- B8Ia – 리겔
A급
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]
F급
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
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]
- G0V – 베나티코룸 베타
- G0IV – 에타 뵈티스
- G0Ib – 베타 물병자리
- G2V – 태양
- G5V – 카파1 세티
- G5IV – 무 헤르쿨리스
- G5Ib – 페가수스자리 9
- G8V – 61 큰곰자리
- G8IV – 베타 아퀼래
- G8IIIa – 카파 제미노룸
- G8IIIab – 엡실론 버진리스
- G8Ib – 엡실론 제미노룸
K급
