O형 주계열성

주계열성의 종류
{{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px; min-width:300px; min-height:calc(1.5em + 5px); word-break:keep-all" {{{#!folding [ 펼치기 · 접기 ] {{{#!wiki style="margin:-5px 0 -10px"	태양 대비 상대 질량	온도에 따른 분류	분광형
<colcolor=#000>0.07 ~ 0.08배^M	1700K ~ 2400K	L형 주계열성· L형 준왜성
0.08 ~ 0.5배	2400K ~ 4000K	M형 주계열성· M형 준왜성
0.5 ~ 0.8배	4000K ~ 5500K	K형 주계열성· K형 준왜성
0.8 ~ 1.03배	5500K ~ 7000k	G형 주계열성· G형 준왜성
1 ~ 1.4배	7000K ~ 9000K	F형 주계열성
1.4 ~ 2.1배	9000k ~ 15000K	A형 주계열성
2 ~ 16배	15000K ~ 20000K	B형 주계열성
15배 ~ 120배	20000K ~	O형 주계열성
* M: 금속 함량에 따라 이 범위 내여도 갈색왜성일 수 있으며, 비확장 분광형에서는 M형으로 간주된다.
※ 다른 틀 둘러보기 : 주계열성 이후 · 갈색왜성의 종류 · 갈색왜성의 이후 진화 천문학 관련 정보			}}}}}}}}}

지구에서 제일 가까운 O형 주계열성인 뱀주인자리 제타[1]

1. 개요2. 상세3. 항성 종족 III의 별들4. 나무위키에 문서가 있는 O형 주계열성

[clearfix]

1. 개요

O Type Main Sequence Star

O형 주계열성 혹은 O V는 분광형 O에 속하는 주계열성이다. 이들은 질량이 태양의 15배 이상을 넘어가는 거대한 항성들로, 표면 온도는 3만 도에서 가장 뜨거운 경우 무려 5만 5천 도에 이른다. 밝기는 태양의 30,000 ~ 2,000,000배[2]에 이르기도 한다.

2. 상세

O형 주계열성은 매우 희귀하여 5,000만개 중 2~3개에 불과하다.[3] 이유는 그렇게 큰 질량이 뭉쳐서 별이 생길 확률이 적은 것도 있겠지만, 이 별들이 살아 있는 기간이 너무 짧기 때문이다. 항성의 수명은 주계열 영년에 돌입했을 때의 질량에 반비례하는데(질량이 클수록 수소를 훨씬 더 빠르게 태우기 때문이며 적색왜성을 제외한 주계열성은 중심핵 부근에 존재하는 전체 질량의 10%만을 연료로 태울 수 있다)이들은 길어봐야 수명이 1억년에 조금 모자른데 우주 기준에선 찰나에 불과한 시간이다. 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 작은 별들에 비해 많이 제한되어 있다. 당장 나무위키 내에서 적색초거성이나 블랙홀 등으로 변하여 취소선이 그어진 O형 주계열성 출신 별들이 많은 것만 봐도 알 수 있다.

이들은 수명이 짧아 태어난 곳에서 멀리 움직이지 못하기 때문에 지구에서 관측하면 특정 구역에 O형별과 B형별이 모여있는 모습을 볼 수 있는데 이를 OB성협이라 부른다.

3. 항성 종족 III의 별들

초창기 별들 중엔 태양의 500배 이상의 질량을 가진 별들도 있었으며 이들은 생을 마치고 거대 블랙홀 생성, 퀘이사와 초기 은하 형성에 기여했다.

빅뱅 직후의 우주에는 수소와 헬륨이 거의 100%를 차지했고 그보다 무거운 중원소는 극미량에 불과해서 양성자-양성자 연쇄반응으로만 핵융합을 진행해야 했다. 중원소 함량이 태양 중원소 함량의 100만 분의 1 이상이었다면 CNO 순환도 가능했겠지만 그 정도의 중원소도 없어서 힘을 쓸 수 없었다.

그래서 종족 3의 항성들은 특이한 핵융합을 하게 되었다. 종족 3 항성들은 처음에는 순수하게 양성자-양성자 핵융합 반응을 하면서 극소량의 헬륨-3와 리튬, 베릴륨, 붕소 등을 연소하며 중심핵의 온도를 높여갔다. 이런 과정을 거쳐 중심핵의 밀도가 물의 450배, 1억 500만 켈빈까지 온도를 높이면 중심핵의 헬륨이 핵융합하여 탄소를 생성할 수 있게 되고, 이렇게 생성된 탄소가 태양 중원소 함량의 100만분의 1을 넘어서면 CNO 반응을 안정적으로 일으킬 수 있어 높아졌던 중심핵의 밀도와 온도를 낮추어 헬륨 핵융합을 중단시키고 양성자-양성자 반응과 CNO 반응으로 주계열성 단계를 보냈다.

질량이 클수록 반비례하는 항성의 특성상 질량이 매우 무거웠던 종족3 항성들은 수천년~수십만 년만에 수명을 끝마치고 초신성 폭발을 일으켰으나, 자체 질량과 크기가 워낙 커서 항성이 파괴되지 않고 중심핵만 지름 수십km의 블랙홀로 변한 쿼시 별로 진화하게 된다. 쿼시 별의 중심에 자리잡은 블랙홀은 자체 질량이 가하는 막대한 중력으로 에딩턴 한계를 무시하고 빠르게 질량을 불려 태양 질량의 1천배~1만배에 달하는 중간질량 블랙홀이 되고, 이 블랙홀이 형성한 강착원반과 상대론적 제트가 모항성을 파괴하면서 우주공간으로 나온 뒤 조밀한 초기 우주 환경에서 다른 항성이나 블랙홀, 성간물질을 흡수하여 질량을 더욱 키워서 초대질량 블랙홀로 진화한뒤 주변의 성간 매질들을 끌여들여 원시 은하의 핵이 된 것으로 추정한다.

4. 나무위키에 문서가 있는 O형 주계열성

취소선이 그어진 것은 적색 초거성, 중성자별 혹은 블랙홀 등으로 진화한 별로, 그 별이 가지고 있던 질량으로 인해 주계열성 시절에는 O형이었던 별이다.

[1] 앞쪽에 있는 붉은 부분은 뱀주인자리 제타가 성간물질을 빠르게 휘젓고 다니며 생긴 충격파다. [2] R136a4 O3V 1,738,000배, R136a8 O2-3V 1,905,000배. R136 문서로. [3] 우리 은하 전체 항성 수가 6천억개라는 것을 고려하여 어림잡아 계산해보면 우리 은하에 약 30,000개 정도가 위치해 있다고 추정할 수 있다. [4] 광도, 질량, 온도 모두 B형과 O형의 경계에 겹쳐져서 B형 주계열성으로도 분류된다. [5] 이 별은 생성 당시 태양 질량의 약 140배였다. [6] 이 별은 현재 항성질량 블랙홀이지만, 생성 당시에는 태양 질량의 40배 정도였으므로 O형 주계열성이었다. [7] 생성 당시 태양 질량의 20배 정도였다. [8] 생성 당시 태양 질량의 25배 정도였다. [9] 생성 당시 태양질량의 23배 정도였다. [10] 생성 당시 태양질량의 40-60배 정도였다. [11] 생성 당시 태양질량의 최대 100배 정도였을 것으로 추정된다. [12] 생성 당시 태양잘량의 300배 정도였다.