O형 주계열성
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1. 개요[편집]
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[편집]
O형 주계열성은 매우 희귀하여 5000만 개 중 2~3개에 불과하다. 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[편집]
초창기 별들 중엔 태양의 500배 이상의 질량을 가진 별들도 있었으며 이들은 생을 마치고 거대 블랙홀 생성, 퀘이사와 초기 은하 형성에 기여했다.
이 별들은 금속을 함유하지 않아 CNO 순환이 불가능했다.
이 별들은 또한 PP 반응으로 그 크기를 유지할 수 없다. 따라서 중심핵이 수축하게 되고, 온도가 1억 4천만 도를 넘어 헬륨이 융합할 수 있다. 이후 적당히 탄소가 융합되면 CNO 순환이 일어나 별은 다시 밝아지고 주계열로 진입한다.
4. 나무위키에 문서가 있는 O형 주계열성[편집]
취소선이 그어진 것은 적색 초거성, 중성자별 혹은 블랙홀 등으로 진화한 별로, 그 별이 가지고 있던 질량으로 인해 주계열성 시절에는 O형이었던 별이다.
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[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] 이 별은 생성 당시 태양 질량의 약40배였다.[4] 이 별은 현재 항성질량 블랙홀이지만, 생성 당시에는 태양 질량의 40배 정도였으므로 O형 주계열성이었다.[5] 생성 당시 태양 질량의 20배 정도였다.[6] 생성 당시 태양 질량의 25배 정도였다.[7] 생성 당시 태양질량의 23배 정도였다.[8] 생성 당시 태양질량의 17배 정도였다.[9] 생성 당시 태양잘량의 300배 정도였다.