지구과학 고3 태양과 별의 관측 심화

별의 스펙트럼과 분류

O B A F G K M 분류에 따른 별의 표면 온도와 흡수선 특성으로 항성을 분류한다.

별의 흡수선 종류와 세기를 기준으로 별을 O, B, A, F, G, K, M의 일곱 형으로 나눈 분류이며, 이 순서는 곧 표면 온도가 높은 것부터 낮은 것 순서입니다.

흡수선은 별의 '지문'이 아니라 '체온계'입니다. 같은 성분을 가진 별이라도 온도가 다르면 전혀 다른 흡수선을 보여 주기 때문에, 선의 무늬만 보고도 표면 온도를 읽어낼 수 있습니다.

쉽게 말하면

별의 스펙트럼을 모아 보면 흡수선의 무늬가 몇 가지 유형으로 뚜렷하게 갈립니다. 이 유형을 온도가 높은 쪽부터 늘어놓은 것이 O, B, A, F, G, K, M입니다. 각 형은 다시 0에서 9까지 열 단계로 쪼개는데, 태양은 G2형입니다.

중요한 것은 이 차이가 조성의 차이가 아니라 온도의 차이라는 점입니다. 별들은 대체로 수소와 헬륨이 대부분이라는 점에서 비슷합니다. 그런데 표면 온도가 달라지면 원자가 놓인 상태가 달라집니다. 온도가 아주 높으면 원자가 이온화되어 전자를 잃고, 온도가 낮으면 원자들이 결합해 분자가 됩니다. 어떤 흡수선이 보이려면 그 선을 만들 수 있는 상태의 입자가 대기에 충분히 있어야 하므로, 결국 '어떤 선이 보이느냐'가 온도를 알려 줍니다. 흡수선이 왜 특정 파장에만 생기는지는 원자 스펙트럼에서 다룬 에너지 준위로 설명됩니다.

그래서 유형별 특징이 이렇게 정리됩니다. O형과 B형은 가장 뜨겁고 파란빛이 강하며 헬륨 흡수선이 나타납니다. A형은 수소 흡수선이 가장 강합니다. F형과 G형에서는 수소선이 약해지는 대신 이온화된 칼슘을 비롯한 금속 흡수선이 뚜렷해집니다. K형과 M형은 온도가 낮아 금속 흡수선이 매우 많고, 특히 M형에서는 원자가 아니라 분자 흡수띠가 나타납니다. 분자는 온도가 낮아야 깨지지 않고 살아남기 때문입니다.

수소선이 A형에서 정점을 찍고 양쪽으로 약해지는 것이 이 분류의 핵심 논리입니다. 너무 뜨거우면 수소가 이온화되어 흡수할 전자가 없고, 너무 차가우면 전자가 바닥 준위에 머물러 가시광선을 흡수하지 못합니다. 즉 '수소선이 세다'는 것은 수소가 많다는 뜻이 아니라 온도가 1만 K 언저리라는 뜻입니다.

이렇게 나타납니다

예시 1

태양은 G2형

태양 스펙트럼에는 수소선이 있긴 하지만 아주 강하지는 않고, 대신 이온화된 칼슘과 철 같은 금속의 흡수선이 촘촘합니다. 이 무늬 자체가 '표면 온도가 약 6000 K 부근'이라는 정보를 담고 있습니다.
예시 2

M형 별에서 보이는 분자 흡수띠

M형은 표면 온도가 낮아 원자들이 결합해 분자로 존재할 수 있습니다. 그래서 선이 하나씩 떨어져 있지 않고 넓은 '띠' 모양으로 뭉쳐 보입니다. 반대로 O형 별에서는 이런 분자띠를 절대 볼 수 없습니다 — 그 온도에서는 분자가 곧바로 분해되기 때문입니다.
예시 3

흡수선 하나만 봐서는 온도를 못 정한다

수소선이 중간 세기로 보였다고 합시다. 이 별은 A형보다 뜨거운 B형일 수도, A형보다 차가운 F형일 수도 있습니다. 그래서 실제 분류는 수소선 하나가 아니라 헬륨선·금속선·분자띠를 함께 보고 어느 쪽인지 가려냅니다.

분광형별 특징

분광형	표면 온도	색	대표적인 흡수선
O, B	가장 높음	파란색	이온화된 헬륨·중성 헬륨선, 수소선은 약함
A	높음	흰색	수소 흡수선이 가장 강함
F, G	중간	노란색 계열	수소선 약화, 이온화된 칼슘 등 금속선 뚜렷
K, M	낮음	붉은색	금속선 매우 많음, M형은 분자 흡수띠

자주 하는 오해

분광형이 별의 성분 차이를 나타낸다고 생각하기

이렇게 생각하기 쉬움A형 별은 수소로 되어 있고, K형 별은 금속으로 되어 있다

실제로는별들은 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 조성이 비슷합니다. 분광형이 나누는 것은 성분이 아니라 표면 온도입니다.

온도가 원자의 이온화 정도와 전자가 머무는 준위를 정하고, 그것이 어떤 흡수선이 보이는지를 정합니다. K형 별에 금속선이 많은 이유는 금속이 많아서가 아니라, 온도가 낮아 금속 원자가 이온화되지 않고 흡수선을 만들 수 있는 상태로 남아 있기 때문입니다.

온도가 높을수록 모든 흡수선이 강해진다고 생각하기

이렇게 생각하기 쉬움뜨거운 별일수록 에너지가 많으니 흡수선도 진하게 나타난다

실제로는각 흡수선은 저마다 가장 잘 나타나는 온도 구간이 있고, 그보다 뜨겁거나 차가우면 오히려 약해집니다.

흡수는 '알맞은 상태의 원자'가 있어야 일어납니다. 너무 뜨거우면 원자가 이온화되거나 분자가 깨져 그 선을 만들 주체가 사라지고, 너무 차가우면 전자가 필요한 준위까지 올라가 있지 못합니다. 그래서 세기가 온도에 대해 봉우리 모양을 그립니다.

선수 개념 — 이걸 먼저 알아야 해요

없음 — 이 개념이 출발점입니다

이후 개념 — 이 개념을 배우면 이어집니다

H-R도고2 색지수와 표면 온도고3

연계 개념 — 과목을 넘어 함께 보면 좋아요

원자 스펙트럼고2

같은 단원의 개념 — 태양과 별의 관측

별의 핵합성고3 색지수와 표면 온도고3 성운과 원시별 형성고3 초신성고3 태양 스펙트럼과 원소 분석고3

자주 묻는 질문

Q1왜 하필 순서가 O B A F G K M처럼 알파벳 순이 아닌가요?

처음에는 수소 흡수선이 강한 순서대로 A, B, C…라고 이름을 붙였습니다. 나중에 진짜 기준이 온도라는 것이 밝혀지면서 일부 유형을 합치고 온도 순으로 다시 늘어놓았고, 그 결과 알파벳 순서가 뒤섞인 채 이름만 남았습니다.

Q2분광형을 알면 별의 무엇까지 알 수 있나요?

표면 온도를 알 수 있고, 온도를 알면 색과 단위 면적당 방출 에너지가 따라옵니다. 여기에 밝기까지 더하면 별의 크기와 진화 단계를 추정할 수 있습니다. 이 두 축(분광형과 밝기)을 좌표로 잡은 것이 H-R도입니다.

Q3색만 봐도 온도를 알 수 있는데 왜 굳이 스펙트럼을 보나요?

색은 성간 티끌에 붉게 물들 수 있고 눈으로는 미세한 차이를 구분하기 어렵습니다. 흡수선은 파장 자리가 물리적으로 고정되어 있어 훨씬 정밀하며, 조성과 운동 속도 같은 정보도 함께 줍니다. 다만 많은 별을 빠르게 훑을 때는 색지수와 표면 온도를 이용한 측광이 훨씬 효율적입니다.

교육과정 2022 개정 · 고3 지구과학 · 태양과 별의 관측 수록 심화 (교육과정 밖 확장 개념)

출처 교육부 고시 제2022-33호 (2022 개정 교육과정) · NCIC 국가교육과정정보센터

오류 신고하기

스펙트럼을 다 찍지 않고도 온도를 알아내는 더 빠른 방법이 있습니다. 색지수와 표면 온도로 넘어가 보세요.

전체 연결 구조가 궁금하다면

초3~고3 과학 646개 개념의 연결을 한 화면에서 탐색할 수 있습니다.

별의 스펙트럼과 분류 지도에서 확인하기 →