별의 색과 온도(분광형 분류)

초기 별의 분광형 분류는 19세기 후반에 시작되었다. 1866년, 천문학자 안젤로 세키는 약 400개의 별 스펙트럼을 관찰하여 이를 네 가지 주요 유형으로 나누었다. 이 분류는 스펙트럼에서 관측되는 흡수선의 강도와 패턴에 기초한 것이었다.

세키의 초기 분류 체계는 다음과 같았다[1].

이후 1878년, 헨리 드레이퍼는 더 많은 별의 스펙트럼 사진을 촬영하며 분류 작업을 확장했다. 드레이퍼가 사망한 후, 그의 유족의 지원으로 하버드 대학교 천문대에서 대규모 분광 관측 프로젝트가 진행되었다. 이 프로젝트는 애니 점프 캐넌을 비롯한 여성 계산원들에 의해 주도되었으며, 수만 개의 별 스펙트럼을 체계적으로 분류하는 기초를 마련했다. 초기 분류는 알파벳 순서(A, B, C, D...)를 사용했으나, 이는 단순히 관측된 순서에 따른 것이었고 별의 물리적 특성 간 관계를 반영하지는 못했다.

19세기 말부터 20세기 초까지, 별의 스펙트럼을 체계적으로 분류하려는 노력이 본격화되었다. 이 시기의 핵심 인물은 하버드 대학교 천문대의 애니 점프 캐넌이다. 그녀는 에드워드 C. 피커링의 지도 아래, 하버드 대학교에서 수집된 방대한 분광 사진 자료를 분석하여 오늘날 널리 쓰이는 분광형 순서를 확립했다.

캐넌은 기존의 알파벳 순서 분류를 수정하고 재정렬하여, 표면 온도가 높은 순에서 낮은 순으로 O, B, A, F, G, K, M의 일곱 가지 주요 분광형을 정의했다. 이 순서는 "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me" 같은 니모닉으로 쉽게 기억된다. 그녀는 또한 각 주요 분광형을 0부터 9까지의 숫자로 세분화하여(예: B0, B1, ... B9), 더 정밀한 온도 구분을 가능하게 했다.

이 작업의 결과는 1918년부터 1924년에 걸쳐 발표된 '헨리 드레이퍼 목록'에 수록되었다. 이 목록은 약 225,000개 별의 분광형을 포함한 방대한 카탈로그로, 현대 항성 분광학의 초석이 되었다. 하버드 분류법은 별의 스펙트럼 형태가 주로 그 표면 온도에 의해 결정된다는 사실을 명확히 보여주었으며, 이후 헤르츠스프룽-러셀도의 발전과 결합되어 별의 진화를 이해하는 데 필수적인 도구가 되었다.

초기 분류 체계는 주로 헨리 드레이퍼 성표에 기반한 하버드 분류법으로 정립되었다. 이 체계는 별의 표면 온도에 따라 분광형을 O, B, A, F, G, K, M의 순서로 배열했으나, 당시에는 그 물리적 의미가 완전히 이해되지 않았다.

20세기 중반에 이르러 헤르츠스프룽-러셀도 연구와 양자역학의 발전으로 분광형의 순서가 실제로 별의 표면 온도를 내림차순으로 나타낸다는 것이 밝혀졌다. 이에 따라 분류 체계는 온도와 스펙트럼 선의 강도를 기준으로 더욱 정교화되었다. 각 주요 분광형은 0부터 9까지의 숫자를 붙여 세분화되었으며, 예를 들어 태양은 G2형으로 분류된다.

현대 분류 체계는 별의 광도에 따른 구분을 추가하여 완성되었다. 안네 캐넌의 작업을 바탕으로, 로마 숫자를 사용한 광도 등급이 도입되었다. 이는 다음과 같은 등급을 포함한다.

이러한 2차원적 분류(분광형 + 광도 등급)는 별의 물리적 상태와 진화 단계를 동시에 나타내는 표준 방식이 되었다. 또한, M형보다 차갑고 어두운 L형 별, T형 별, Y형 별과 같은 새로운 분광형이 추가되어 갈색왜성을 포함하는 체계로 확장되었다.

O형 별은 분광형 중 가장 뜨겁고 질량이 큰 별에 해당한다. 표면 온도는 약 30,000K에서 50,000K 이상에 달하여 강렬한 청자색 빛을 방출한다. 이들은 주계열성 단계에 있지만, 그 수명은 매우 짧아 수백만 년에서 천만 년 정도에 불과하다. 높은 온도로 인해 강한 자외선 복사를 내며, 주로 전리 헬륨의 흡수선이 스펙트럼에서 두드러진다.

질량은 태양의 15배에서 90배 이상까지 다양하며, 이로 인해 내부의 핵융합 반응이 매우 격렬하게 일어난다. 높은 광도와 질량으로 인해 강한 항성풍을 일으켜 주변 성간 물질에 상당한 영향을 미친다. 대표적인 O형 별로는 오리온자리의 리겔(B형에 가까운 O형)과 용골자리 에타 성 등이 있다.

이들은 결국 초신성 폭발을 일으켜 중성자별이나 블랙홀을 남기는 것으로 알려져 있다. 우주에서 O형 별은 비교적 드물지만, 그들의 강력한 복사 에너지와 짧은 생애는 주변 성간 매질을 가열하고 중원소를 풍부하게 하는 등 은하의 화학적 진화에 중요한 역할을 한다.

B형 별은 분광형 OBAFGKM 순서에서 두 번째로 뜨거운 별 유형이다. 표면 온도는 약 10,000K에서 30,000K 사이이며, 강렬한 청백색 빛을 띤다. 이들은 주계열성 단계에 있는 젊고 무거운 별들로, 질량은 태양의 약 2.5배에서 16배에 이른다.

B형 별의 스펙트럼은 중성 헬륨(헬륨)의 흡수선이 가장 두드러지게 나타나는 것이 특징이다. 또한 수소의 발머 계열 선도 뚜렷하게 관측된다. O형 별에 비해 이온화된 헬륨 선은 약해지며, 몇몇 중성 금속의 선도 나타나기 시작한다. 질량이 크기 때문에 내부 핵융합 반응이 매우 활발하여 수명은 수억 년에서 수천만 년에 불과하다.

우리 은하 내에서 B형 별은 비교적 드물게 발견된다. 대표적인 예로는 오리온자리의 리겔(B8Ia)과 처녀자리의 스피카(B1III-IV)가 있다. 많은 B형 별은 OB 성협이라는 젊은 별들의 집단을 이루어 존재하며, 이는 별들이 거대 분자운에서 함께 탄생했음을 시사한다.

A형 별은 하버드 분류법에 따른 주요 분광형 중 하나로, 표면 온도가 약 7,500K에서 10,000K 사이에 이르는 뜨거운 별이다. 이 온도 범위에서 별은 백색 또는 청백색의 빛을 내며, 가시광선 스펙트럼 전체를 비교적 균일하게 방출한다. A형 별의 가장 두드러진 특징은 강한 수소 흡수선(발머 계열)을 보인다는 점이다. 이는 별의 대기 중 수소 원자가 많은 양의 에너지를 흡수하기 때문이다. 또한 철, 마그네슘, 규소와 같은 금속 원소의 흡수선도 관찰되지만, 수소선에 비해 상대적으로 약한 편이다.

가장 잘 알려진 A형 별의 예로는 시리우스(천랑성, A1 V)와 베가(직녀성, A0 V)를 들 수 있다. 이들은 지구에서 가까워 밤하늘에서 매우 밝게 보이는 주계열성이다. A형 별은 질량이 태양의 약 1.4배에서 2.1배 정도이며, 내부에서 핵융합 반응이 활발하게 일어난다. 이들의 수명은 태양보다 짧아, 일반적으로 수억 년에서 10억 년 정도로 추정된다.

A형 별의 스펙트럼은 온도에 따라 세부적으로 A0, A1, A2, ... A9까지 숫자로 세분화된다. A0에 가까울수록 온도가 높고 청백색에 가까우며, A9에 가까울수록 온도가 낮아져 약간 황백색 빛을 띠기 시작한다. 일부 A형 별은 분광 쌍성 시스템을 이루거나 빠르게 자전하여 스펙트럼 선이 넓어지는 특징을 보이기도 한다.

F형은 하버드 분류법에 따른 항성 분광형 중 하나로, 표면 온도가 약 6,000K에서 7,500K 사이인 별을 가리킨다. 이 범위의 온도는 별이 흰색과 노란색 사이의 색조, 즉 황백색을 띠게 만든다. F형 별은 A형 별보다는 차갑고, G형 별보다는 뜨거운 중간 단계에 해당한다.

이 분광형의 스펙트럼은 A형 별의 강한 수소선보다는 약해지기 시작하며, 금속 원소에 의한 중성 및 이온화된 금속선(예: 철, 칼슘)이 뚜렷하게 나타난다. 특히 칼슘 H선과 칼슘 K선이 두드러진다. F형 별은 주계열성 단계에서 안정적으로 핵융합 반응을 일으키는 별들이다.

주요 예시로는 북두칠성의 일부 구성원인 메라크(β UMa, F0형)와 메그레즈(δ UMa, F6형)가 있으며, 카노푸스(α Car, F0형)도 대표적인 F형 별이다. 우리 태양(G2형)과 비교하면 F형 별은 일반적으로 더 뜨겁고, 질량이 더 크며, 수명은 더 짧다.

G형은 분광형 중 하나로, 표면 온도가 약 5,300K에서 6,000K 사이이며 황색을 띠는 항성을 가리킨다. 이 분광형의 가장 대표적인 별은 우리 태양으로, 정확한 분광형은 G2V이다. G형 별은 주계열성 단계에 있는 별들 중에서 중간 정도의 온도와 질량을 가진다.

이 별들의 스펙트럼은 중간 정도 강도의 금속 흡수선, 특히 칼슘 H와 K선이 두드러지게 나타난다. 또한 수소 선은 F형 별보다는 약하지만, K형 별보다는 뚜렷하다. G형 주계열성의 질량은 태양 질량의 약 0.8배에서 1.1배 사이이며, 반지름과 광도도 태양과 유사한 수준이다.

G형 별은 헤르츠스프룽-거스프룽-러셀도에서 주계열의 중앙부에 위치한다. 이들은 비교적 안정적인 핵융합 단계로, 중심부에서 수소를 헬륨으로 바꾸는 과정을 거친다. 태양과 같은 G형 주계열성은 생명체 거주 가능 영역을 형성할 가능성이 있어 외계 생명체 탐사 관점에서 중요한 관심 대상이 된다.

K형 별은 표면 온도가 약 3,500~5,000 켈빈 사이인 주계열성으로, 주로 주황색을 띤다. 분광형 순서에서 G형 별과 M형 별 사이에 위치하며, 태양보다 차갑고 붉은 별에 속한다. 이들의 스펙트럼에서는 중성 금속 원소에 의한 흡수선, 특히 칼슘의 H선과 K선이 강하게 나타나며, 수소의 발머 계열 선은 G형보다 약해진다.

K형 주계열성, 즉 K형 왜성은 우리 은하에서 매우 흔한 별 유형이다. 질량은 태양의 약 0.6~0.8배 수준이며, 내부에서 핵융합 반응이 일어나는 속도가 태양보다 느려 수명은 수백억 년에 이른다. 대표적인 K형 주계열성으로는 에리다누스자리 엡실론과 인디언자리 엡실론이 있다.

K형 별에는 주계열성 외에도 더 밝은 거성과 초거성이 포함된다. K형 거성은 적색 거성 단계에 진입한 별로, 헤르츠스프룽-러셀도에서 오른쪽 상단에 위치한다. 이들은 크기가 매우 커져 표면 온도는 낮지만 절대 밝기는 매우 높다. 밤하늘에서 잘 알려진 오리온자리 베텔기우스는 적색 초거성이지만, 그 분광형은 M1-2Ia-ab로 M형에 가깝다. 전형적인 K형 거성의 예로는 목동자리 아크투루스(K1.5 III)가 있다.

M형은 분광형 중 표면 온도가 가장 낮은 범주에 속하는 별들을 가리킨다. 이들의 표면 온도는 대략 2,400K에서 3,700K 사이이며, 낮은 온도로 인해 주로 적색 또는 주황적색을 띤다. M형 별의 스펙트럼은 산화 티타늄(TiO)과 산화 바나듐(VO) 분자에 의한 강력한 흡수 띠가 가장 두드러진 특징이다. 또한 중성 금속 원소의 흡수선도 관측된다.

M형 별의 대다수는 질량이 작고 광도가 낮은 적색 왜성이다. 이들은 우리 은하에서 가장 흔한 별의 유형으로, 전체 항성의 약 70% 이상을 차지하는 것으로 추정된다[5]. 질량은 태양의 약 0.08배에서 0.45배 사이이며, 반지름과 광도는 태양에 비해 훨씬 작다. 내부에서 핵융합이 매우 느리고 효율적으로 일어나기 때문에 수명은 수백억 년에서 수조 년에 달해 우주 나이보다도 길 수 있다.

일부 M형 별은 적색 거성이나 초거성으로, 진화 후기에 있는 더 크고 밝은 별이다. 예를 들어, 베텔기우스는 M형 초거성이다. 또한, 매우 차갑고 어두운 갈색 왜성 중 일부는 M형 스펙트럼을 보이기도 하지만, 이들은 질량이 작아 진정한 별(핵융합을 지속하는 천체)로 분류되지 않는다. M형 왜성은 질량이 작고 어두워 관측이 어렵지만, 외계 행성 탐사 분야에서는 중요한 관심 대상이다. 이들의 생명 가능 지대는 별에 매우 가까운 궤도에 위치하기 때문이다.

별의 분광형은 그 표면 온도를 가장 직접적으로 반영하는 지표이다. 일반적으로 O형에서 M형으로 갈수록 표면 온도는 낮아진다. 각 분광형은 대략적인 온도 범위를 가지며, 이는 별의 대기에서 이온화된 원자나 분자의 상태, 즉 나타나는 흡수선의 패턴을 결정한다.

표면 온도와 분광형의 대응 관계는 다음과 같은 표로 요약할 수 있다.

이 관계는 흑체복사 이론에 기초한다. 더 뜨거운 별은 에너지 방출의 최대치가 짧은 파장(청색 영역)에 위치하여 청색 또는 청백색으로 보인다. 반대로 더 차가운 별은 최대 방출이 긴 파장(적색 영역)으로 이동하여 주황색이나 적색을 띤다. 우리 태양은 G2형에 속하며, 표면 온도는 약 5,778K로 중간 정도의 온도에 해당한다.

분광형 내에서도 숫자 세분화(0-9)는 온도의 미세한 차이를 나타낸다. 예를 들어, B0형은 B9형보다 훨씬 더 뜨겁다. 이 온도 범위는 별의 내부 핵반응 속도, 광도, 그리고 최종적인 진화 경로를 결정하는 근본적인 요소가 된다.

별의 광도는 단위 시간당 방출하는 총 에너지량을 나타내는 척도이다. 절대 등급으로 표현되며, 태양의 광도를 기준으로 한 상대값으로도 기술된다. 광도는 별의 표면 온도와 반지름에 의해 결정되며, 스테판-볼츠만 법칙에 따라 표면 온도(T)의 4제곱과 반지름(R)의 제곱에 비례한다. 따라서 같은 표면 온도를 가진 별이라도 반지름이 클수록 광도가 크다.

분광형과 광도, 크기 사이에는 밀접한 상관관계가 존재한다. 일반적으로 주계열성 내에서는 O형과 같은 고온의 청색 별이 가장 밝고 크며, M형과 같은 저온의 적색 왜성은 가장 어둡고 작다. 그러나 같은 분광형 내에서도 광도는 크게 달라질 수 있으며, 이를 구분하기 위해 광도 등급이 사용된다. 예를 들어, 같은 K형이라도 주계열에 속하는 K형 왜성과 거성 또는 초거성에 속하는 K형 별은 크기와 광도에서 극적인 차이를 보인다.

별의 물리적 크기는 직접적으로 관측하기 어렵지만, 광도와 표면 온도를 통해 간접적으로 추정할 수 있다. 표는 주요 분광형별 전형적인 주계열성의 상대적 크기와 광도를 보여준다.

이 표에서 알 수 있듯이, 고온의 O형 별은 태양보다 수십만 배 밝고 크기가 매우 크다. 반대로 저온의 M형 적색 왜성은 광도가 태양의 1% 미만이며, 크기도 태양보다 작다. 이러한 광도와 크기의 차이는 별의 내부 구조와 핵에서 일어나는 핵융합 반응률, 그리고 궁극적으로 진화 과정을 결정하는 핵심 요소이다.

별의 수명은 주로 그 질량에 의해 결정되지만, 분광형은 질량과 밀접한 연관이 있어 수명을 추정하는 중요한 지표가 된다. 일반적으로 분광형이 O, B, A와 같이 뜨겁고 밝은 쪽에 속할수록 질량이 크며, 핵융합 반응 속도가 매우 빨라 수명이 짧다. 반대로 분광형이 K, M과 같이 상대적으로 차갑고 어두운 쪽에 속할수록 질량이 작고, 에너지를 아주 천천히 소비하여 수명이 극도로 길다.

별의 진화 경로 또한 초기 질량, 즉 분광형에 따라 크게 갈린다. 질량이 태양의 약 8배 이상인 무거운 O형이나 B형 별은 짧은 생애를 마치고 초신성 폭발을 일으킨 후, 중성자별이나 블랙홀을 남긴다. 태양과 같은 G형 별이나 그보다 가벼운 K형, M형 별은 적색 거성 단계를 거쳐 외층을 행성상 성운으로 흩뿌리고, 중심부는 백색 왜성으로 남게 된다.

다음 표는 주요 분광형별 대략적인 주계열성 수명과 최종 진화 산물을 보여준다.

따라서, 하늘에서 가장 밝게 빛나는 청백색 별들은 사실 가장 수명이 짧아 먼저 사라지는 별들이며, 우리 은하의 별 대부분을 차지하는 적색 왜성(M형)들은 아주 오랜 기간 동안 주계열 상태를 유지한다.

분광 관측은 별의 빛을 파장에 따라 분해하여 분광형을 결정하는 가장 기본적이고 직접적인 방법이다. 이 과정은 분광기 또는 분광사진기를 망원경에 부착하여 수행된다. 관측된 빛은 프리즘이나 회절 격자를 통해 파장 스펙트럼으로 펼쳐지며, 이 스펙트럼을 분석하여 별의 물리적, 화학적 특성을 파악한다.

분광 관측의 핵심은 스펙트럼 상에 나타나는 수많은 흡수선과 방출선을 분석하는 것이다. 이 선들은 별의 대기층을 통과하는 빛이 특정 파장에서 원자나 이온에 의해 흡수되거나 방출되면서 생성된다. 선의 위치, 폭, 깊이, 모양은 별의 표면 온도, 중력, 화학 조성, 자기장, 자전 속도 등의 정보를 담고 있다. 예를 들어, 수소의 발머 계열 선은 A형 별에서 가장 강하게 나타나며, 금속 원소의 선은 G형 별이나 K형 별에서 더 두드러진다.

분광 관측 데이터는 주로 디지털 CCD를 통해 기록되며, 이후 정밀한 정량 분석을 거친다. 분석 결과는 별을 O, B, A, F, G, K, M 등의 주요 분광형과 0부터 9까지의 세부 숫자로 분류하는 데 사용된다. 또한, 선의 폭이나 특정 선의 강도비를 통해 별의 광도 등급(I~V)을 추정하여 초거성과 주계열성, 왜성을 구분할 수 있다.

이러한 분광 관측은 지상의 대형 망원경뿐만 아니라 허블 우주 망원경이나 다양한 우주 임무를 통해 이루어지며, 수백만 개의 별에 대한 체계적인 분광 자료를 구축하는 데 기여하고 있다[8].

분광선 분석은 별의 분광형을 결정하는 핵심 과정이다. 별의 빛을 분광기로 분산시키면 연속 스펙트럼 위에 다양한 흡수선이 나타나는데, 이 선들은 별의 대기를 구성하는 원소들이 특정 파장의 빛을 흡수함으로써 생긴다. 각 원소는 고유한 파장에서 흡수선을 생성하므로, 스펙트럼에 나타나는 선들의 패턴을 분석하면 별의 화학적 구성과 물리적 상태를 파악할 수 있다.

특정 흡수선의 세기와 폭은 별의 표면 온도와 직접적인 연관이 있다. 예를 들어, 수소의 발머 계열 선은 A형 별에서 가장 강하게 나타난다. 이는 A형 별의 표면 온도(약 7,500~10,000K)가 수소 원자의 전자들이 n=2 준위로 여기되기에 가장 적합하기 때문이다. 더 뜨거운 O형이나 B형 별에서는 수소가 대부분 이온화되어 흡수선이 약해지며, 더 차가운 K형이나 M형 별에서는 수소 원자가 기본 상태에 머물러 있어 가시광선 영역의 발머 선을 생성하지 못한다.

또한, 금속 원소들의 선은 별의 온도가 낮아질수록 더욱 뚜렷해진다. G형 별인 태양의 스펙트럼에는 칼슘(Ca), 철(Fe), 나트륨(Na) 등의 선이 풍부하게 나타난다. 반면, 매우 차가운 M형 별에서는 산화 티타늄(TiO)이나 산화 바나듐(VO)과 같은 분자에 의한 넓은 흡수 띠가 스펙트럼의 특징이 된다. 따라서 천문학자는 관측된 스펙트럼에서 어떤 원소의 흡수선이 지배적인지를 식별함으로써 별의 분광형을 체계적으로 분류한다.

색지수는 별의 겉보기 등급을 서로 다른 두 파장 대역(예: 청색광 B와 가시광 V)에서 측정한 값의 차이로 정의된다. 가장 일반적으로 사용되는 색지수는 B-V 색지수로, B 필터(청색광, 약 445nm)와 V 필터(황록색 가시광, 약 551nm)에서 측정한 등급의 차이(B 등급 - V 등급)이다. 이 값은 별이 청색광 대비 가시광 영역에서 얼마나 많은 빛을 내는지를 수치화한 것으로, 별의 표면 온도와 직접적인 상관관계를 가진다.

표면 온도가 높은 O형 별이나 B형 별은 에너지 분포의 최대치가 짧은 파장 쪽에 위치하여 청색광을 더 강하게 방출한다. 따라서 B 등급이 V 등급보다 밝게 측정되어 B-V 색지수는 음의 값을 가진다. 반대로 온도가 낮은 K형 별이나 M형 별은 최대 복사가 장파장 쪽으로 이동하여 적색을 띠며, V 등급이 B 등급보다 밝게 나타나 B-V 색지수는 큰 양의 값을 보인다. 태양과 같은 G형 별의 B-V 색지수는 약 0.65 정도의 중간값을 가진다.

이 표는 대략적인 관계를 보여주며, 별의 금속함량이나 성간 감광 등의 영향으로 실제 값은 변동될 수 있다. 색지수는 분광 관측 없이도 광도 측정만으로 별의 온도와 분광형을 빠르게 추정할 수 있는 실용적인 도구이다. U-B(자외-청) 색지수나 다른 파장 조합의 색지수도 특정 물리적 특성을 분석하는 데 추가로 활용된다.

로마 숫자 광도 등급은 분광형에 추가되어 별의 절대적인 밝기, 즉 광도를 나타내는 체계이다. 이 등급은 헤르츠스프룽-러셀도에서 별의 수직 위치를 결정하는 핵심 요소이다. 일반적인 분광형(O, B, A, F, G, K, M)이 별의 표면 온도와 색을 나타낸다면, 광도 등급은 그 온도에서 별이 실제로 내는 에너지의 총량, 즉 크기와 진화 상태를 구분한다.

주요 광도 등급은 다음과 같다.

예를 들어, 태양의 완전한 분광형은 G2V이다. 여기서 'G2'는 표면 온도 약 5,800K의 황색 별을, 'V'는 주계열성 단계에 있음을 의미한다. 반면, 같은 G형인 아크투루스는 K1.5 III로 분류되는데, 이는 표면 온도는 낮지만(III 등급) 훨씬 더 크고 밝은 거성임을 보여준다.

이 체계는 1943년 예일 대학교의 천문학자들에 의해 공식화되어 MK 분광 분류 체계의 일부가 되었다[9]. 광도 등급은 별의 스펙트럼에서 특정 흡수선의 폭이나 강도가 대기압(표면 중력)에 민감하다는 점을 활용하여 결정된다. 거성은 대기압이 낮아 선폭이 좁은 반면, 온도가 비슷한 왜성은 높은 압력으로 인해 흡수선이 넓게 퍼지는 특징을 보인다.

각 주요 분광형(O, B, A, F, G, K, M)은 표면 온도와 스펙트럼 특징에 따라 0부터 9까지의 숫자를 붙여 더 세분화됩니다. 숫자가 작을수록 해당 분광형 내에서 더 높은 온도를, 숫자가 클수록 더 낮은 온도를 나타냅니다. 예를 들어, G2형 별은 G형 별들 중에서 G0형보다는 차갑지만 G9형보다는 뜨거운 별에 해당합니다.

이 세분화 체계는 각 분광형 내에서도 흡수선의 상대적 강도와 폭의 미세한 변화를 기준으로 합니다. A0형 별은 A형 중 가장 뜨거운 별로 강한 수소 선을 보이는 반면, A9형에 가까울수록 금속 선이 더 두드러지기 시작합니다. 아래 표는 각 분광형의 대표적인 온도 범위와 숫자 세분화의 예를 보여줍니다.

이러한 세분화는 헤르츠스프룽-러셀도 상에서 별들의 위치를 더 정밀하게 표시하는 데 기여합니다. 또한, 태양이 G2형에 속한다는 사실은 G형 별들의 스펙트럼 특성을 이해하는 중요한 기준점이 됩니다.

분광형 O, B, A, F, G, K, M은 주로 항성을 분류하지만, 이보다 훨씬 낮은 온도를 가진 천체들을 설명하기 위해 새로운 분광형이 도입되었다. 이들은 갈색왜성과 같은 준항성천체를 분류하는 데 사용된다.

L형은 표면 온도가 약 1,300~2,000 K 사이인 천체에 해당한다. 이들은 M형 별보다 차갑고, 대기 중에 강한 금속 수화물 (예: FeH, CrH)의 흡수선과 알칼리 금속 (예: 나트륨, 칼륨, 세슘, 루비듐)의 흡수선이 두드러진다. L형 갈색왜성은 가시광 영역에서 매우 어둡지만 적외선 영역에서는 상대적으로 밝게 관측된다.

더욱 차가운 T형은 표면 온도가 약 500~1,300 K 사이이다. 이들의 스펙트럼 가장 큰 특징은 메테인 (CH₄) 가스에 의한 강한 흡수 띠가 나타난다는 점이다. 또한 수증기와 암모니아의 흡수도 관측된다. T형 갈색왜성은 대기 중에 두꺼운 구름이 존재하지 않아 비교적 투명한 대기를 가진 것으로 생각된다.

가장 차가운 Y형은 표면 온도가 약 500 K 미만으로, 실내 온도보다 낮은 경우도 있다. 이들의 스펙트럼에는 암모니아의 흡수가 뚜렷하게 나타나며, 매우 차가운 일부 Y형 천체에서는 수증기 구름이 형성될 수 있다. Y형은 갈색왜성과 행성 사이의 경계에 있는 천체들을 포함한다.

이 특수 분광형은 항성과 거대가스행성 사이의 천체들을 체계적으로 연구하는 데 필수적인 도구가 되었다. 특히 WISE 망원경과 같은 적외선 관측 프로젝트를 통해 수많은 L, T, Y형 천체들이 발견되었다[10].

별의 겉보기 색은 지구에서 관측했을 때 보이는 색을 의미한다. 이 색은 별 자체의 표면 온도에 의한 실제 색과는 다를 수 있으며, 주로 지구 대기의 영향과 별까지의 거리에 의해 결정된다. 대기 중의 분자와 먼지 입자는 별빛을 산란시키는데, 특히 짧은 파장인 푸른색 빛을 더 강하게 산란시킨다. 이 현상을 레일리 산란이라고 한다. 따라서 지평선 근처의 별은 푸른색 빛이 많이 산란되어 붉게 보이는 경향이 있다.

별의 실제 색은 분광형과 직접적으로 연결된 고유한 특성이다. 별의 표면 온도가 높을수록 복사 에너지의 최대 파장이 짧아져 푸른색에 가깝게 보이고, 온도가 낮을수록 최대 파장이 길어져 붉은색에 가깝게 보인다. 실제 색을 정확히 측정하기 위해서는 대기의 영향을 제거해야 하며, 이를 위해 천문학자들은 서로 다른 두 파장대(예: 청색과 시각)에서 측정한 별의 밝기 차이인 색지수를 사용한다.

또한, 별과 관측자 사이의 성간 물질도 별빛을 흡수하고 산란시켜 색을 붉게 만드는 효과를 낸다. 이를 성간 홍화 현상이라고 한다. 매우 먼 거리에 있는 푸른 별은 성간 물질에 의해 붉게 보일 수 있어, 겉보기 색만으로는 별의 온도를 정확히 판단하기 어렵다. 따라서 별의 물리적 특성을 연구할 때는 겉보기 색보다는 대기 영향이 보정된 실제 색과 분광선 분석이 더 중요하게 활용된다.

별빛이 지구 대기를 통과할 때, 대기 산란 현상으로 인해 별의 겉보기 색이 변할 수 있습니다. 특히 파란색과 보라색 계열의 짧은 파장 빛은 공기 분자에 의해 더 많이 산란되기 때문에, 지평선 가까이 위치한 별은 실제보다 더 붉게 보이는 경향이 있습니다. 이 효과는 천체의 고도가 낮을수록, 즉 별이 지평선에 가까울수록 더욱 두드러집니다.

대기 중의 에어로졸과 먼지 입자도 별빛의 색에 영향을 미칩니다. 화산 폭발이나 산불 등으로 대기 중에 많은 양의 에어로졸이 존재할 경우, 별빛이 더 많이 흡수되고 산란되어 전체적으로 어둡고 붉은 색조를 띠게 됩니다. 이러한 조건에서는 별의 밝기 뿐만 아니라 색 측정도 부정확해질 수 있습니다.

관측 장소의 광공해 수준도 별의 색 인지에 간접적인 영향을 줍니다. 도시의 강한 인공 조명은 하늘을 밝게 만들어 어두운 별들을 보기 어렵게 만들고, 남아있는 밝은 별들의 색 대비를 감소시킵니다. 이로 인해 색의 미묘한 차이를 구분하기가 더 어려워집니다.

정확한 분광형 분류나 색 측정을 위해서는 이러한 대기 영향을 최소화해야 합니다. 따라서 전문 천문 관측은 대개 고도가 높고 대기가 건조하며 안정된 지역의 천문대에서 이루어지며, 관측 데이터는 대기 효과를 보정하는 과정을 거칩니다.

분광형 분류는 항성 천문학의 기초적인 도구로서, 우주에 있는 수많은 별들의 물리적 상태와 진화 과정을 체계적으로 연구하는 데 핵심적인 역할을 한다. 이 분류 체계를 통해 천문학자들은 단순히 별의 색과 밝기를 넘어, 그 질량, 나이, 화학적 조성, 그리고 최종 운명까지 추론할 수 있다. 특히, 대규모 천체 관측 데이터를 분광형에 따라 정렬하고 분석함으로써 별들의 분포와 집단적 특성을 이해하는 데 결정적인 기여를 한다.

분광형 정보는 헤르츠스프룽-러셀도에 별들을 표시하는 데 필수적이다. HR도는 별의 표면 온도(분광형)와 광도를 대응시킨 도표로, 별들이 특정한 띠나 영역에 무리 지어 분포하는 패턴을 보여준다. 이를 통해 천문학자들은 주계열성, 거성, 초거성, 백색 왜성 등 별의 진화 단계를 식별하고, 항성 진화 이론을 검증하며, 성단의 나이와 거리를 추정한다. 예를 들어, 성단 내 별들이 HR도상에서 주계열을 이탈하는 지점을 분석하면 그 성단의 대략적인 나이를 알아낼 수 있다.

또한, 분광형은 별의 내부 구조와 핵융합 반응을 연구하는 데 중요한 단서를 제공한다. O형이나 B형과 같은 고온의 대질량 별은 강한 항성풍과 빠른 진화 속도를 보이는 반면, M형 적색 왜성은 매우 안정적이고 긴 수명을 가진다. 이러한 차이는 별의 중심부에서 일어나는 핵반응의 종류와 효율에 직접적으로 연결된다. 따라서 분광형에 따른 체계적인 연구는 항성 물리학의 기본 원리, 즉 중력, 압력, 복사 에너지 전달 과정에 대한 이해를 깊게 한다.

별의 분광형은 그 별 주위를 도는 외계 행성을 탐사하고 그 특성을 연구하는 데 핵심적인 정보를 제공한다. 행성 탐사 임무의 후보 별을 선정하거나, 발견된 행성의 거주 가능성을 평가할 때 별의 물리적 조건을 이해하는 것이 필수적이기 때문이다.

주로 행성 탐사가 집중되는 별은 G형 별과 K형 별, 그리고 M형 별이다. 우리 태양과 같은 G형 별은 안정적인 에너지원을 제공하지만, 상대적으로 밝아 행성 탐사 방법인 시선속도법이나 트랜짓법을 적용하기 어려운 측면이 있다. 반면, 온도가 낮고 질량이 작은 M형 적색왜성은 우리 은하에서 가장 흔한 별 유형으로, 행성이 별에 가까이 있어도 생명체 거주가능영역(골디락스 존) 내에 위치할 가능성이 높다. 또한 별의 질량이 작을수록 행성의 중력 영향이 더 뚜렷하게 나타나 시선속도법으로 행성을 발견하기 더 용이해진다. 그러나 M형 별은 플레어 활동이 활발하여 행성의 대기를 손상시킬 수 있다는 단점도 있다.

별의 분광형과 표면 온도는 행성의 대기 성분을 분석하는 데도 중요한 기준이 된다. 예를 들어, 뜨거운 O형이나 B형 별 주변 행성에서는 물 분자 같은 휘발성 물질이 존재하기 어렵지만, 상대적으로 차가운 K형이나 M형 별 주변에서는 응축될 가능성이 높다. 제임스 웹 우주 망원경과 같은 차세대 관측 장비는 행성의 대기 스펙트럼을 분석하여 물, 이산화탄소, 메탄 등의 존재를 탐지하는데, 이때 모항성의 스펙트럼을 정확히 알고 있어야 행성 대기에서 나오는 신호를 정확히 분리해낼 수 있다.

따라서, 외계 행성 탐사는 단순히 행성을 찾는 것을 넘어, 모항성의 분광형을 기반으로 행성계의 구조, 행성의 잠재적 환경, 그리고 궁극적으로 생명체 존재 가능성을 종합적으로 추론하는 체계적인 과학 분야로 발전하고 있다.