별의 분류 : Morgan-Keenan(MK)

별은 주로 온도, 구성, 기타 물리적 특성에 따라 결정되는 스펙트럼 특성을 기준으로 분류됩니다. 별에 대한 가장 일반적인 분류 시스템은 별을 분류하기 위해 스펙트럼 유형과 광도 등급을 사용하는 Morgan-Keenan(MK) 시스템입니다. 다음은 이 시스템 내에서 별이 분류되는 방법에 대한 간략한 개요입니다.

스펙트럼 유형: 

별은 스펙트럼의 모양에 따라 스펙트럼 유형으로 분류됩니다. 가장 뜨거운 것부터 가장 차가운 것까지 스펙트럼 유형은 다음과 같습니다.

O: 이 별들은 표면 온도가 30,000°C를 초과하는 가장 뜨겁고 무거운 별입니다. 청백색으로 보입니다.
B: 이 별들은 표면 온도가 10,000°C에서 30,000°C 사이로 매우 뜨겁습니다. 청백색으로 보입니다.
A: A형 별은 표면 온도가 7,500°C에서 10,000°C 사이이고 흰색으로 보입니다.
F: F형 별은 표면 온도가 6,000°C에서 7,500°C 사이로 약간 더 차갑습니다. 그들은 황백색으로 보입니다.
G: 우리 태양과 같은 G형 별의 표면 온도는 5,000°C에서 6,000°C 사이입니다. 노란색으로 보입니다.
K: K형 별은 표면 온도가 3,500°C에서 5,000°C 사이로 태양보다 시원합니다. 주황색으로 나타납니다.
M: 이것들은 표면 온도가 3,500°C 미만인 가장 차갑고 가장 흔한 별이에요. 빨간색으로 나타납니다.

광도 등급: 

별은 스펙트럼 유형 외에도 로마 숫자로 표시되는 광도 등급으로 분류됩니다. 이 클래스는 별의 광도(밝기)와 진화 단계를 설명합니다.

Ia/Ib: 초거성 - 매우 빛나는 별이며 종종 진화의 마지막 단계에 있습니다.
II: 밝은 거성 - 초거성보다 덜 밝지만 대부분의 별보다는 여전히 밝습니다.
III: 거인(Giants) - 이들은 보통 진화의 후기 단계에 있는 적당히 빛나는 별입니다.
IV: 준거성 - 이 별들은 주계열과 거성 단계 사이를 전환하고 있습니다.
V: 주계열성(왜성) - 태양을 포함하여 가장 흔한 별입니다.
VI: 준왜성 - 주계열성보다 덜 밝습니다.
VII: 백색왜성 - 핵연료가 고갈되어 붕괴된 별의 잔해입니다.

 

스펙트럼 유형과 광도 등급을 결합하면 별을 더 자세히 분류할 수 있습니다. 예를 들어, 우리 태양은 G2V별로 분류되어 G형(노란색) 왜성(주계열성)임을 나타냅니다
이 분류 시스템은 천문학자들이 별의 물리적 특성, 진화 단계, 별의 진화와 수명 주기를 연구하는 데 유용한 도구인 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 위치를 ​​이해하는 데 도움이 됩니다.

클래스 I (초거성):

Ia 초거성: 우주에서 가장 밝고 무거운 별입니다. 그들은 진화의 마지막 단계에 있으며 코어의 수소 연료를 고갈시켰습니다. Ia 초거성은 거대한 크기와 높은 광도를 특징으로 합니다. 그들은 우리 태양보다 수백 배 더 크고 수천에서 수백만 배 더 많은 빛을 방출할 수 있습니다. Ia 초거성은 거대한 크기로 인해 작은 별에 비해 수명이 상대적으로 짧습니다.

Ib 초거성: Ia 초거성과 마찬가지로 Ib 초거성도 매우 밝고 거대한 별입니다. 그러나 그들은 Ia 초거성보다 질량과 밝기가 약간 덜합니다. Ib 초거성은 진화의 진보된 단계에 있으며 이미 외층을 벗어났을 수 있으며 밀도가 낮고 확장된 대기를 생성합니다. 그들은 일반적으로 주계열을 넘어 초신성이 되는 과정에 있습니다.

Ia와 Ib 초거성은 모두 우리 태양과 같은 주계열성에 비해 상대적으로 드물다. 그들은 종종 활동적인 별 형성 지역이나 물질 이동이 일어날 수 있는 가까운 쌍성계에서 발견됩니다. 이 초거성은 초신성, 중성자별이나 블랙홀의 형성 등 우주에서 가장 극적인 사건의 조상이기 때문에 별의 생명주기에서 중요한 역할을 합니다.

일반적으로 초거성은 은하의 역학과 진화에 심오한 영향을 미치며, 이들에 대한 연구는 우주 진화의 더 넓은 맥락을 이해하는 데 필수적입니다.

쌍성(binary star)

쌍성(binary star)은 두 개의 별이 중력적으로 서로 묶여 있고 공통 질량 중심 주위를 공전하는 매혹적이고 일반적인 천문학 현상입니다. 쌍성의 몇 가지 주요 측면과 특징은 다음과 같습니다.

중력 결합: 

쌍성별은 중력에 의해 서로 결합됩니다. 두 별 사이의 중력 인력은 두 별을 서로의 주위를 공전하게 유지합니다. 이는 둘 사이의 중력 인력으로 인해 지구가 태양 주위의 궤도를 유지하는 방식과 유사합니다.

쌍성의 유형:

시각적 쌍성: 망원경이나 육안으로도 두 별을 별도의 빛 점으로 관찰할 수 있는 쌍성계입니다. 별들은 서로 공전하는 것처럼 보일 수 있으며, 그 공전 궤도를 직접 관찰하고 측정할 수 있습니다.
분광쌍성: 이 시스템에서는 두 별이 너무 가까워서 시각적으로 확인할 수 없지만 결합된 스펙트럼을 연구하여 그 존재를 감지합니다. 천문학자들은 스펙트럼 선의 도플러 이동을 분석함으로써 두 별의 존재를 확인하고 그 궤도 특성을 추론할 수 있습니다.
식쌍성(Eclipsing Binaries): 이 쌍성계는 지구에서 볼 때 한 별이 다른 별의 앞을 주기적으로 지나가는 방식으로 정렬됩니다. 이런 일이 발생하면 시스템의 밝기가 감소하는 일식 현상이 발생합니다. 일식 중 빛의 곡선에 대한 연구는 별의 특성에 대한 귀중한 정보를 제공합니다.

궤도 특성: 

쌍성계는 광범위한 궤도 특성을 가질 수 있습니다. 별들은 몇 시간에서 몇 세기에 이르는 궤도 주기를 가지고 서로 매우 가까이 있을 수 있습니다. 별들 사이의 간격도 수백만 킬로미터에서 수 천문 단위(지구와 태양 사이의 평균 거리)까지 매우 다양할 수 있습니다.

공통점: 

쌍성계는 우주에서 매우 흔합니다. 은하수 별의 상당 부분이 쌍성계 또는 다중성계로 존재하는 것으로 추정됩니다. 일부 쌍성계는 2개 이상의 별로 구성되어 삼중 또는 고차계를 형성하기도 합니다.

진화론적 중요성: 

쌍성 연구는 별의 진화를 이해하는 데 매우 중요합니다. 쌍성계의 별들 사이의 상호작용은 개별적인 진화에 큰 영향을 미칠 수 있습니다. 예를 들어, 한 항성에서 다른 항성으로의 질량 이동은 크기, 온도 및 최종 운명에 영향을 미칠 수 있습니다. 일부 쌍성은 결국 합쳐지거나 중성자별이나 블랙홀과 같은 이국적인 물체가 형성될 수 있습니다.

거리 측정: 

쌍성별은 궤도를 관찰하고 연구할 수 있기 때문에 별의 질량을 결정하는 데 유용합니다. 이 정보는 별의 질량-광도 관계를 보정하는 데 사용될 수 있으며, 이는 다른 시스템에서 별의 질량을 추정하는 데 필수적입니다.

쌍성계는 천문학자들에게 별의 특성과 수명 주기는 물론 우주에서의 중력 상호 작용의 역학에 대한 귀중한 통찰력을 제공합니다. 그들은 계속해서 천체물리학 연구의 중요한 영역이 되고 있습니다.