별의 물리량#

별의 물리량에는 표면 온도, 색, 광도, 반지름, 질량 등이 있다.
이 중 별의 표면 온도와 구성 성분은 별빛의 스펙트럼을 분석하여 알아낼 수 있다.

별의 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 종류와 세기를 기준으로 별을 O, B, A, F, G, K, M형으로 분류하는데, 이를 분광형이라고 한다.

O형 별은 표면 온도가 매우 높고 파란색을 띠며, M형 별은 표면 온도가 낮고 붉은색을 띤다.

흑체 복사 법칙과 별의 광도#

별은 거의 흑체와 비슷하게 복사 에너지를 방출한다.
따라서 별의 표면 온도와 광도는 흑체 복사 법칙을 이용해 이해할 수 있다.

빈의 변위 법칙#

빈의 변위 법칙은 흑체가 가장 강하게 방출하는 빛의 파장과 표면 온도의 관계를 나타낸다.

  • : 복사 에너지가 가장 강한 파장
  • : 빈의 변위 상수
  • : 표면 온도

표면 온도가 높을수록 최대 복사 에너지를 내는 파장은 짧아진다.
따라서 온도가 높은 별은 푸른색에 가깝고, 온도가 낮은 별은 붉은색에 가깝다.

슈테판·볼츠만 법칙#

슈테판·볼츠만 법칙은 단위 면적에서 단위 시간 동안 방출하는 에너지와 표면 온도의 관계를 나타낸다.

  • : 단위 면적에서 단위 시간 동안 방출하는 에너지
  • : 슈테판·볼츠만 상수
  • : 표면 온도

표면 온도가 높을수록 별의 표면에서 방출하는 에너지는 급격히 증가한다.

별 전체가 단위 시간 동안 방출하는 에너지의 총량을 광도라고 한다.
별의 광도는 별의 반지름과 표면 온도에 의해 결정된다.

  • : 광도
  • : 별의 반지름
  • : 슈테판·볼츠만 상수
  • : 표면 온도

빛의 파장과 에너지#

전자기파는 파장에 따라 자외선, 가시광선, 적외선 등으로 구분된다.

가시광선에서는 보라색 빛의 파장이 짧고, 붉은색 빛의 파장이 길다.

자외선 → 가시광선 → 적외선 순서로 갈수록 파장은 길어진다.
반대로 전자기파의 에너지는 파장이 짧을수록 크므로, 적외선보다 자외선의 에너지가 더 크다.

정리하면 다음과 같다.

구분 자외선 가시광선 적외선
파장 짧음 중간 김
에너지 큼 중간 작음

가시광선 안에서는 다음과 같이 정리할 수 있다.

구분 보라색 붉은색
파장 짧음 김
에너지 큼 작음

스펙트럼#

스펙트럼

스펙트럼은 빛을 파장에 따라 분해하여 나타낸 것이다.
빛을 프리즘이나 회절 격자에 통과시키면 파장에 따라 나뉘어 스펙트럼이 나타난다.

스펙트럼에는 연속 스펙트럼, 방출 스펙트럼, 흡수 스펙트럼이 있다.

구분 특징 예
연속 스펙트럼 모든 파장의 빛이 연속적으로 나타나는 색의 띠 백열등, 고온의 고체나 액체
방출 스펙트럼 특정 파장에서 밝은 방출선이 나타나는 스펙트럼 고온의 희박한 기체, 기체 방전관
흡수 스펙트럼 연속 스펙트럼의 일부 파장에서 어두운 흡수선이 나타나는 스펙트럼 별빛, 태양빛

원소는 각각 고유한 파장의 빛을 흡수하거나 방출한다.
따라서 같은 원소에 의해 나타나는 흡수선과 방출선의 위치는 서로 일치한다.

지구에서 관측한 별의 스펙트럼은 주로 흡수 스펙트럼이다.
고온의 별 표면에서 나온 빛이 상대적으로 온도가 낮은 별의 대기를 통과하면서 특정 파장의 빛이 흡수되기 때문이다.

별의 스펙트럼을 분석하면 별의 구성 성분, 표면 온도 등을 알 수 있다.

분광형#

분광형

분광형은 별의 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 종류와 세기를 기준으로 별을 분류한 것이다.

별은 표면 온도에 따라 O, B, A, F, G, K, M형으로 분류된다.
O형에서 M형으로 갈수록 표면 온도는 낮아진다.

각각의 분광형은 다시 고온의 0에서 저온의 9까지 10단계로 세분한다.
예를 들어 A0형은 A형 중에서 온도가 높은 별이고, A9형은 A형 중에서 온도가 낮은 별이다.

분광형 색 표면 온도
O 청색 30000K 이상
B 청백색 30000K~10000K
A 백색 10000K~7200K
F 황백색 7200K~6000K
G 황색 6000K~5100K
K 주황색 5100K~3700K
M 적색 3700K 이하

주요 분광형의 예는 다음과 같다.

  • A0형: 표면 온도가 약 10000K이고, 백색을 띠며, 수소 흡수선이 가장 강하게 나타난다.
  • G2형: 태양의 분광형이다. 태양의 표면 온도는 약 5800K이다.

분광형에 따른 흡수선의 특징#

분광형에 따른 흡수선의 특징

별의 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 종류와 세기는 별의 표면 온도에 따라 달라진다.

  • O형, B형 별: 이온화된 헬륨, He Ⅱ, 또는 중성 헬륨, He Ⅰ의 흡수선이 나타난다.
  • A형 별: 중성 수소, H Ⅰ 흡수선의 세기가 가장 강하게 나타난다.
  • G형 별: 이온화된 칼슘, Ca Ⅱ 흡수선이 강하게 나타난다.
  • M형 별: 산화 타이타늄, TiO 같은 분자 흡수선이 강하게 나타난다.

별의 표면 온도가 너무 높으면 수소 원자가 이온화되어 중성 수소 흡수선이 약하게 나타날 수 있다.
반대로 표면 온도가 너무 낮으면 수소 원자의 전자가 들뜬 상태가 되기 어려워 중성 수소 흡수선이 약하게 나타난다.

따라서 중성 수소 흡수선은 A형 별에서 가장 강하게 나타난다.

정리#

별의 표면 온도와 구성 성분은 별빛의 스펙트럼을 분석하여 알 수 있다.

스펙트럼에는 연속 스펙트럼, 방출 스펙트럼, 흡수 스펙트럼이 있다.
별빛은 주로 흡수 스펙트럼으로 관측되며, 흡수선의 위치와 세기를 통해 별의 성분과 표면 온도를 추정할 수 있다.

분광형은 별의 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 종류와 세기를 기준으로 O, B, A, F, G, K, M형으로 분류한 것이다.
O형 별은 표면 온도가 높고 푸른색을 띠며, M형 별은 표면 온도가 낮고 붉은색을 띤다.

별의 광도는 반지름이 클수록, 표면 온도가 높을수록 커진다.