문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 하버드 분류법 (문단 편집) ==== [[적색왜성|M형]] ==== [[적색왜성]]이라 불리며 우주에서 관측하면 분광형에 따라 옅은 황색부터 적색으로 보인다. 우주에서는 분광형 M0은 흰색에 옅은황색으로 관측되며 M5는 황색 M9은 적색으로 관측된다. 질량은 태양의 8% - 45%까지이며 표면 온도는 2400 - 3850 K의 온도 분포를 가지고 있다. 우주의 주계열성들 중 95%이상을 차지한다. 미래의 우주에는 이러한 적색 왜성이 많이 생길 수 있는 환경이 조성되어 100억 년 후 우주에는 적색 왜성의 비율이 98% 이상까지 늘어나게 될 것이다. 낮은 온도에 의해 TiO 분자가 유지될 수 있기 때문에 스펙트럼에서 TiO 분자에 의한 흡수대가 관찰된다. 적색 왜성은 질량과 중원소 함량에 따른 복합적인 수명계산으로 하면 최소 1300억 년 이상 살 수 있다. 즉 적색 왜성이라면 1300억 년 이하의 수명을 가진 적색 왜성은 없다는 뜻이다. 가장 질량이 작은 적색 왜성은 10조 년 이상까지 살 수 있다. 심지어 적색왜성 중에는 태어난 지 최소 136억 년 된 것도 있을 정도. 우주에 많이 존재하지만 가장 밝은 적색 왜성의 밝기는 태양의 10%에 불과하며, 가장 어두운 적색 왜성은 태양의 1만분의 1도 존재하므로 어떤 적색 왜성도 망원경 없이는 관측이 불가능하다.[* 이는 태양계에서 가장 가까운 [[프록시마 센타우리]]도 마찬가지다.] 따라서 우주에 아주 적게 있는 것처럼 보이지만 고성능 망원경으로 관측하면 우주가 별로 꽉 차있는 것처럼 관측되는데, 이는 적색왜성이 매우 많기 때문이다. 적색 왜성은 어둡기 때문에 100 광년 이내의 비교적 가까운 별이 연구대상이 되고 있다.[* 물론 고성능 망원경으로는 1만 광년 이상 떨어진 [[적색 왜성]]도 관측이 가능하나, 밝기가 어두운 적색 왜성 특성상 데이터가 부실하게 나오고 가까운 적색왜성만 해도 충분히 차고 넘치기 때문에 가까운 적색 왜성을 주로 연구한다.] 더 자세한 내용은 해당 항목을 보면 된다. 우리 은하에 존재하는 적색 왜성의 평균 질량은 태양의 9.5%로 집계된다. 이는 적색 왜성들 중에서도 태양의 8 - 11% 사이대의 별들의 양이 전체 적색 왜성들 중 70% 이상 차지한다는 뜻이다. 이는 작은 적색 왜성일수록 그만큼 수가 많아진다는 뜻이다. 즉, 질량이 태양의 10%만 넘어도 전체 주계열성 등위의 절반 안에 든다는 뜻이 된다. 생성된 지 얼마 되지 않은 갈색왜성들 또한 이 분광형에 속하는 경우가 있다. 이후 중수소 등 연료가 고갈되고 점차 식게 되면 L형 이하로 내려가게 된다. 이들은 핵융합이 원활하지 않기 때문에 표면에서 [[리튬]]이 검출된다. M형에 속하는 별로 [[베텔게우스]], [[안타레스]]가 있다. 물론 이들은 왜성은 커녕 조만간 폭발할 거대한 [[적색 초거성]]이다. 거성이 아닌 별을 예로 들면 우리 태양계에서 가장 가까운 별인 [[프록시마 센타우리]]가 대표적이다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기