별의 스펙트럼과 분광형 — O B A F G K M 을 읽는 법

밤하늘의 별은 색이 조금씩 다릅니다. 오리온자리의 베텔게우스는 붉고, 리겔은 푸른빛이 돕니다. 이 색만으로 천문학자는 두 별의 표면 온도를 말할 수 있고, 별빛을 잘게 나눈 스펙트럼을 보면 온도를 100 K 단위로 매깁니다. 별에 온도계를 꽂을 수 없는데 어떻게 그럴까요. 답은 두 가지 물리, 흑체 복사와 원자의 흡수선에 있습니다.

뜨거운 것은 색으로 온도를 말한다

쇠를 달구면 처음에는 검붉게, 더 달구면 주황, 노랑을 거쳐 마침내 흰빛이 됩니다. 온도가 오를수록 내놓는 빛의 봉우리가 짧은 파장 쪽으로 옮겨 가기 때문입니다. 이것이 빈의 변위 법칙입니다. 가장 세게 내는 파장 $\lambda_{\max}$ 와 표면 온도 $T$ 를 곱하면 늘 같은 값입니다.

그림에서 곡선들이 서로 겹치지 않는 것도 눈여겨볼 점입니다. 뜨거운 별은 봉우리만 옮겨 가는 것이 아니라 모든 파장에서 더 세게 내놓으므로, 뜨거운 별의 곡선은 찬 별의 곡선을 통째로 감쌉니다.

태양의 봉우리가 초록인데 태양이 초록으로 보이지 않는 것은, 곡선이 넓어 가시광선 전체를 고르게 내놓아 섞이면 흰빛에 가깝기 때문입니다. 10 000 K 인 별은 봉우리가 자외선 쪽에 있어 푸르게, 3 500 K 인 별은 적외선 쪽에 있어 붉게 보입니다. 뜨거운 별이 파랗고 차가운 별이 붉은 것은 이 곡선 하나로 설명됩니다.

온도는 밝기도 정합니다. 표면의 단위 면적이 1초에 내놓는 에너지는 온도의 네제곱에 비례합니다. 슈테판·볼츠만 법칙입니다.

온도가 두 배면 같은 넓이에서 열여섯 배를 내놓습니다. 그래서 같은 크기라면 파란 별이 붉은 별보다 압도적으로 밝습니다.

무지개 위의 검은 줄

별빛을 프리즘으로 나누면 연속된 무지개 위에 검은 줄이 수백 개 나타납니다. 별의 뜨거운 속에서 나온 빛이 바깥의 비교적 차가운 대기를 지나는 동안, 대기의 원자들이 자기에게 맞는 파장의 빛만 골라 삼키기 때문입니다. 원소마다 삼키는 파장이 정해져 있어서, 검은 줄의 위치는 그 별의 대기에 어떤 원소가 있는지 알려 줍니다. 이것이 흡수선입니다.

그런데 여기에 함정이 있습니다. 흡수선이 강하다고 그 원소가 많은 것이 아닙니다. 20세기 초 하버드 천문대에서 별 수십만 개의 스펙트럼을 분류한 애니 캐넌은 수소 흡수선의 세기 순서로 별을 A, B, C … 로 나누었습니다. 그런데 1925년 세실리아 페인이 흡수선의 세기가 원소의 양이 아니라 온도로 정해진다는 것을 밝혔습니다. 모든 별은 대부분 수소인데, 수소선이 강한 별과 약한 별이 있는 이유가 온도였습니다.

흡수선이 온도에 따라 달라지는 이유

수소 원자가 가시광선을 흡수하려면 전자가 바닥 상태보다 한 칸 위(두 번째 궤도)에 있어야 합니다. 이것이 발머선입니다. 별이 너무 차가우면 전자가 거의 다 바닥에 있어 가시광선을 흡수할 수소가 없고, 너무 뜨거우면 전자가 아예 떨어져 나가 이온이 되어 역시 흡수할 수 없습니다. 그 사이, 약 10 000 K 에서 두 번째 궤도에 있는 수소가 가장 많아 발머선이 가장 강합니다. 이것이 A형 별입니다.

같은 논리가 원소마다 되풀이됩니다. 헬륨은 붙잡는 힘이 세서 훨씬 뜨거운 O·B형에서만 선이 나타납니다. 칼슘과 철 같은 금속은 낮은 온도에서 잘 흡수하므로 G·K형에서 강합니다. 더 차가운 M형에서는 원자들이 뭉쳐 산화 타이타늄 같은 분자가 살아남아 넓은 띠를 만듭니다. 그래서 흡수선의 조합을 읽으면 온도가 나옵니다.

분광형 — O B A F G K M

페인의 발견으로 하버드의 알파벳 분류는 온도 순서로 다시 배열되었습니다. 남은 글자를 온도 높은 쪽부터 늘어놓은 것이 O B A F G K M 이고, 알파벳 순서가 아닌 이유가 이것입니다. 각 분광형은 다시 0에서 9까지 나눕니다. 숫자가 작을수록 뜨겁습니다. 태양은 표면 온도 5 800 K 의 G2 형입니다.

• O — 30 000 K 이상, 파란색, 이온화 헬륨선
• B — 청백색, 중성 헬륨선. 리겔
• A — 흰색, 수소 발머선이 가장 강함. 시리우스
• F — 황백색, 수소선이 약해지고 금속선이 나타남
• G — 노란색, 이온화 칼슘선과 금속선. 태양
• K — 주황색, 금속선이 가장 강함. 아크투루스
• M — 3 500 K 이하, 붉은색, 산화 타이타늄 분자 띠. 베텔게우스

같은 온도라도 크기가 다르면 — 광도 계급

분광형이 같아도 별의 크기는 크게 다를 수 있습니다. 베텔게우스는 M형이지만 태양의 수백 배 크기의 초거성이고, 같은 M형에 태양보다 훨씬 작은 별들도 있습니다. 둘을 가르는 것도 스펙트럼입니다. 거성은 대기가 부풀어 압력이 낮고, 압력이 낮으면 흡수선이 가늘고 날카롭습니다. 작은 별은 대기 압력이 높아 흡수선이 넓게 번집니다. 이 선폭으로 별의 크기 등급, 곧 광도 계급을 매깁니다. 초거성이 I, 거성이 III, 주계열성이 V 이고, 태양은 G2 V 입니다. 분광형과 광도 계급을 함께 쓰면 별의 온도와 크기가 한 줄에 담깁니다.

시험에서는 이렇게 나옵니다

• 분광형의 온도 순서와 색. O 가 가장 뜨겁고 파랗다, M 이 가장 차갑고 붉다.
• 흡수선 세기 그래프 읽기. 수소선은 A형에서 최대, 헬륨선은 O·B형, 금속선은 K형, 분자 띠는 M형.
• 빈의 법칙 계산. 봉우리 파장이 짧을수록 온도가 높다. 태양은 약 500 nm.
• 슈테판·볼츠만 법칙. 온도가 두 배면 단위 면적의 복사 에너지는 열여섯 배.
• 태양의 분광형은 G2, 광도 계급을 붙이면 G2 V.

자주 헷갈리는 것

• "수소선이 강한 별은 수소가 많다" — 모든 별의 대기는 대부분 수소입니다. 수소선의 세기는 온도가 정하며, A형에서 가장 강합니다.
• "붉은 별이 뜨겁다" — 불 색깔의 상식과 반대입니다. 붉은 별이 가장 차갑고 파란 별이 가장 뜨겁습니다.
• "분광형이 같으면 밝기도 같다" — 온도만 같습니다. 크기가 다르면 밝기는 수천 배 차이가 나고, 그것은 광도 계급이 말해 줍니다.

정리합니다. 별의 색은 흑체 복사의 봉우리 위치, 곧 표면 온도를 말하고, 스펙트럼의 흡수선은 원소의 양이 아니라 온도에 따라 강해지고 약해집니다. 그 조합으로 매긴 온도 등급이 O B A F G K M 이고, 흡수선의 폭으로 크기 등급까지 붙이면 태양은 G2 V 가 됩니다.