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=== 광도에 따른 색의 변화 ===
융합 작용을 하지 않는 [[헬륨]]의 재가 항성의 중심부에 쌓일수록, 항성 질량에 대비하여 점차 줄어드는 [[수소]]의 양 때문에 [[핵융합]] 작용의 빈도가 줄어들게 된다. 이를 보완하기 위해 핵의 온도와 압력은 서서히 증가하며 이는 전반적인 항성의 융합작용 빈도를 증가시킨다(항성 내부에서 더 커져 가는 밀도를 감당하기 위해). 이로 인해 항성은 시간이 지나면서 밝기와 반지름이 점차 커지게 된다.<ref name=Clayton/> 예를 들면 [[태양]]이 처음 태어났을 때의 밝기는 지금의 70퍼센트 수준에 불과했다.<ref>{{저널 인용
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| 성=Thanu | 이름=Padmanabhan | 발행년도=2001
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== 항성 매개변수 ==
== 항성 매개변수 ==

2008년 9월 8일 (월) 10:38 판

헤르츠스프룽-러셀 도표. 도표의 두 축은 각각 별의 절대 등급 및 색지수이다. 그림에서 주계열성은 좌상단에서 우하단으로 걸쳐 있는 띠에 몰려 있는 별들이다.

주계열성(主系列星, main sequence star)또는 난쟁이별, 왜성(矮星, dwarf star)은 크기와 질량이 중간 정도인 대부분의 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 기간이다. 이 시기의 항성은 수소핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다. 주계열성은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 무리를 지으면서 표를 대각선으로 가로지른다.

항성은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태워 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 항성들은 이와 같은 수소 연소 작용 기간 동안 헤르츠스프룽-러셀 도표 상의 한 점에 위치하게 되며, 초기 질량에 따라 각기 다른 좌표상에 위치하게 된다. 그러나 초기 질량 외에 항성을 구성하는 물질들의 화학적 조성 및 다른 요인에 의해서도 좌표의 위치는 바뀔 수 있다. 중심부에 있던 수소를 헬륨으로 다 태우고 나면 항성은 주계열성 단계에서 이탈하여 죽어가기 시작한다. 보통 질량이 큰 별일수록 주계열 단계에서 빠르게 벗어나며, 질량이 작은 별은 더 긴 시간동안 머무른다.

주계열성들은 에너지를 생산하기 위해 사용하는 내부 핵융합 작용의 성질에 따라 크게 질량이 큰 무리와 작은 무리로 나눌 수 있는데, 그 기준점은 태양 질량의 1.5배이다. 태양질량 1.5배 아래의 주계열성들은 중심핵에서 양성자-양성자 연쇄 반응 과정을 통해 수소를 헬륨으로 바꾼다. 1.5배 이상의 무거운 별들은 수소를 헬륨으로 만드는 과정에 탄소, 질소, 산소 원자들을 중간 매개체로 활용한다.

항성의 중심핵에서 표면까지는 온도 그래디언트가 형성되어 있기 때문에, 중심부에서 생산된 에너지는 항성의 여러 층을 통과하여, 광구에서 우주 공간으로 발산된다. 이러한 에너지를 바깥으로 옮기는데는 별들의 자체적인 물리적 요건에 따라, 복사와 대류의 두 가지 방법이 사용된다. 대류는 주로 항성 내부층 사이 온도차이가 크거나, 불투명도가 높거나, 아니면 두 경우 다 해당될 때 일어난다. 대류 작용은 중심핵에 쌓이는 헬륨의 찌꺼기를 잘 섞는 역할을 하며, 이를 통해 핵융합 작용에 필요한 수소 연료의 비율을 지속적으로 유지시키는 역할을 담당한다.

역사

20세기 초에 이르러, 항성들의 거리와 분광형에 대한 정보는 보다 풍부해졌다. 항성의 스펙트럼은 여러 특징들을 보여주었으며 여기에 기반하여 항성들을 분류하게 되었다. 하버드 천문대의 애니 점프 캐넌과 에드워드 C. 피커링은 하버드 분류법으로 불리는 항성 분류 방법을 개발했다. 이 분류법은 1901년 하버드 연감에 실렸다.[1]

1906년 포츠담에서, 덴마크 천문학자 아이너 헤르츠스프룽은 하버드 분류법에 의할 때 K 또는 M 분광형에 속하는 적색 별들이 두 개의 다른 무리로 나뉜다고 주장했다. 이들 별들의 무리는 한 쪽은 태양보다 훨씬 밝고, 다른 한 쪽은 훨씬 어두웠다. 이들 둘을 구별하기 위해 그는 '거성'과 '왜성'이라는 단어를 썼다. 다음 해 헤르츠스프룽은 성단(많은 수의 항성이 중력으로 조밀하게 뭉쳐 있는 것) 연구를 시작했다. 그는 이 성단에 있는 별들을 색깔과 밝기 두 가지 기준에 따라 나열했다. 이 별들은 이후 그가 주계열(main sequence)이라고 부르게 되는, 뚜렷하고 연속적인 집합 형태를 표 위에 그렸다.[2]

프린스턴 대학교의 헨리 노리스 러셀도 비슷한 연구 방법을 사용했다. 그는 항성들의 분광형과 절대 등급에 의해 수정한 실제 밝기 사이의 상호 연관성에 대해 연구하였다. 러셀은 하버드 천문대에서 분류된, 신뢰할 수 있는 시차값을 지닌 별들의 집단을 연구에 사용하였다. 절대 등급에 대비하여 밝기에 따라 항성 표본들을 정리한 결과, 그는 이들 항성이 표 위에서 뚜렷한 상호 관계성을 따르고 있음을 발견했다. 이 연구 결과를 통해 한 난쟁이별의 밝기를 납득할 수준으로 정확하게 예상할 수 있게 되었다.[3]

헤르츠스프룽이 발견한 적색 별들 중 난쟁이별들은 러셀이 알아낸 스펙트럼-밝기의 법칙을 따르고 있었다. 그러나 덩치가 큰 거성들은 난쟁이별들보다 훨씬 밝았으며 같은 법칙을 따르고 있지 않았다. 러셀은 "거성들은 밀도가 낮거나 표면이 매우 밝을 것이다. 그리고 난쟁이별들의 경우 그와 반대일 것이다."라고 제안했다. 이외에도 거성처럼 주계열의 법칙을 따르지 않는, 매우 희미한 흰 색의 별들이 있었다.[3]

1933년 Elis Strömgren은 광도-스펙트럼 기준에 의해 항성들을 정렬한 헤르츠스프룽-러셀 도표를 내놓았다. 도표의 이름은 분류 기준을 헤르츠스프룽과 러셀 두 사람이 동시에 개발했음을 의미한다.[2]

1930년대에 보다 발전된 이론이 등장했다. 그 내용은, 유사한 화학 조성을 지닌 항성들 사이에서는 질량과 밝기, 반지름 사이에 법칙성이 존재한다는 것이다. 다시 이야기하면 한 항성의 질량과 화학적 조성을 알고 있다면, 그 항성의 반지름과 밝기를 알아 낼 수 있는 독특한 해법이 존재한다는 것이다. 이 이론은 하인리히 보크트와 헨리 노리스 러셀의 이름을 딴, 보크트-러셀 정리로 알려졌다. 이 정리에 따르면 한 항성의 화학적 조성과 주계열상에서의 위치를 알 수 있다면, 그 항성의 질량과 밝기 또한 알 수 있다.(그러나 이후 밝혀진 연구에 따르면 화학적 조성이 같지 않은 별끼리는 이 법칙이 적용되지 않을 수도 있다)[4]

주계열성의 모형. 좌에서 우로 갈수록 표면 온도 및 질량은 커지며, 수명은 급격히 짧아진다.

1943년 W. W. 모건과 P. C. 키넌이 보다 향상된 항성분류 체계를 만들었다.[5] 이 체계의 이름은 두 사람의 이름을 따서 MK 분류로 지어졌다. MK 분류법은 하버드 분류법과 광도분류를 기초로 하여 별들마다 분광형을 부여했다. 역사적 요인 때문에, 별들의 분광형은 표면 온도가 높은(청색) 것부터 차가운(적색) 것까지 O, B, A, F, G, K, M의 순서가 되었다. 영어권에서는 이 순서를 외우는 방법으로 "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"를 사용한다. 광도분류에 따르면 밝기가 높은 것에서 낮은 순서로 로마 숫자 I에서 V까지 표시한다. 이 중 V가 주계열성이다.[6]

특징

주계열성은 항성 모형을 통해 폭넓게 연구되어 왔으며, 생성 및 진화 과정이 비교적 소상히 알려져 있다. 한 항성의 주계열상 위치를 알면 그 항성의 물리적 제원을 알 수 있다.

한 항성의 온도는, 그 항성이 흑체로 불리는 이상적인 에너지 발산체라고 가정한 상태에서 구한다. 이 경우 슈테판-볼츠만 법칙에 의해, 광도 L은 다음과 같이 구할 수 있다.

여기서 R은 항성의 반지름, T는 온도, σ는 슈테판-볼츠만 상수이다. 색지수(B-V)는 청색(B), 녹색-노랑(V) 영역에서의 항성 겉보기 등급을 포착하는 필터를 이용해서, 에너지 방출량의 차이를 측정한다. 따라서 HR 도표 내 한 항성의 위치는 그 항성의 반지름과 표면 온도를 측정하는 데 사용될 수도 있다.[7] 광구에 있는 플라즈마의 물리적 수치를 보정함으로써, 온도를 통해 그 항성의 스펙트럼형을 결정할 수 있다.

주계열성의 탄생

원시별이 국부 성간 물질 지대에 있는, 가스와 먼지로 이루어진 거대 분자 구름 속에서 태어날 때, 화학적 조성은 질량비로 따질 때 약 70퍼센트의 수소, 28퍼센트의 헬륨 및 소량의 다른 중원소들로 구성된다.[8] 초창기에 중력으로 붕괴하면서, 전주계열성은 중력적 압축을 통해 에너지를 생산한다. 밀도가 일정 수치에 이르면 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는, 핵융합 작용이 시작된다.[6] 수소를 태우는 핵융합 작용이 에너지를 발생시키는 지배적인 수단이 되면 중력적 압축을 통해 얻었던 가외의 에너지는 소실되며,[9] 항성은 헤르츠스프룽-러셀 도표상에서 주계열에 해당되는 곡선 위로 위치를 이동하게 된다. 천문학자들은 가끔 이 단계를 '영년 주계열'이라고 부르기도 한다.[10] 주계열 곡선은 항성들이 수소 융합을 시작하는 시점에서의 물리적 수치를 컴퓨터 모형을 통해 계산하여 도출한 것이다. 밝기 및 표면 온도는 영년 주계열을 기점으로 항성이 나이를 먹으면서 천천히 상승한다.[11]

한 항성은 보통 자신이 중심핵에 갖고 있던 수소를 상당한 수준으로 소진하기 전까지는 주계열 단계에 계속 머무른다. 수소가 소진되면 항성은 밝아지기 시작한다.(HR 도표에서 주계열을 떠난 항성은 도표의 우상단으로 이동한다) 주계열은 항성의 일생 동안 가장 큰 비율을 차지한다.[6]

전형적인 HR 도표상에서 항성들의 대부분은 주계열 선상에 놓여 있다. 이 선상에 있는 항성들의 분광형 및 밝기는 오직 질량에 의해 결정된다. 주계열 단계는 항성들이 실질적으로 '활동적으로 생명을 유지하는' 기간이기도 하다.[12] 이러한 주계열성(평범한 별들)들을 다른 말로 난쟁이별이라고도 부른다. 이는 주계열성들의 크기 자체가 작기 때문이 아니라, 거성이나 초거성과 같이 거대한 별들에 비해 상대적으로 부피가 작고 어둡기 때문에 붙은 이름이다.[13] 반면 백색 왜성의 경우는 주계열성에 비해 확연하게 덩치와 밝기가 작기 때문에 '난쟁이'라는 이름이 붙은 경우이다(백색 왜성의 크기는 지구 정도밖에 되지 않는다). 백색 왜성은 수많은 주계열성들이 진화를 마치고 마지막에 남기는 별의 시체이다.[14]

에너지 생산

이 그래프에는 서로 다른 온도상에서 양성자-양성자 연쇄 반응, CNO 순환, 삼중 알파 과정이 각각 방출하는 에너지의 양이 나타나 있다. 태양핵에서는 양성자-양성자 연쇄 반응이 가장 효율적인 에너지 생산 방법이다.

모든 주계열성에는 핵융합 반응이 일어나는 중심핵이 있다. 이런 중심핵의 온도와 밀도는 항성의 나머지 부위를 지탱할 수 있게 해 주는 에너지 생산 과정이 지속될 수 있을 수준으로 유지된다. 에너지 생산량이 줄어들면 중심핵은 압축되고 핵융합 반응 속도는 빨라져서 온도와 압력이 상승한다. 마찬가지로 에너지 생산량이 늘어나면 항성은 팽창하게 되며 중심핵에 가해지는 압력은 줄어든다. 항성은 이와 같이 주계열 상태에 머무를 동안 유체정역학적 균형 상태를 스스로 유지한다.[15]

천문학자들은 주계열을 상위와 하위 부분으로 나누는데 그 기준은 중심핵에서의 핵융합 방법의 차이이다. 상위 부분에 해당되는 항성들은 중심부에서 수소를 태워 헬륨으로 만들 때 CNO 순환을 사용할 정도로 충분한 질량을 지니고 있다. CNO 순환에서 탄소, 질소, 산소 원자들은 융합 과정에서 중간 단계물로 사용된다. 하위 부분의 항성들은 중심부에서 CNO 순환 대신 양성자-양성자 연쇄를 일으키는데, 수소를 여러 단계에 걸쳐 직접 융합하여 헬륨으로 바꾼다.[16]

중심핵 온도가 1800만 켈빈에 이르면 CNO 순환과 양성자-양성자 연쇄 모두 효율적인 융합 방법이 된다. 이 정도 온도가 생성될 수 있는 항성의 덩치는 태양질량의 약 1.5배이다. 따라서 상위와 하위로 나누어지는 경계선이 바로 이 1.5배 질량이 된다. 항성이 주계열 상태로 존재할 수 있는 최대 질량은 태양의 약 120~200배 정도이다.[17] 이보다 큰 질량이 뭉칠 경우 그 천체는 안정된 상태로 에너지를 빠르게 생산할 수 없게 되며, 여분의 질량은 천체가 안정된 질량 한계점까지 이를 때까지 맥동 과정을 통해 내쳐지게 된다.[18] 반대로, 핵융합 작용을 일으킬 수 있는 최소한의 질량은 태양의 8퍼센트 수준이다.[16]

내부 구조

태양과 비슷한 항성의 내부 구조.

중심핵과 표면(다시 말하면 광구)의 온도가 차이나기 때문에 에너지는 중심부에서 생산된 뒤 바깥쪽으로 흘러나간다. 에너지가 흘러나가는 방식에는 크게 복사와 대류 두 가지가 있다. 복사층에서는 에너지가 복사를 통해 전달되며, 대류층에 비해 상대적으로 안정되어 있으며 플라즈마가 섞이는 일은 거의 없다. 반대로 대류층에서 에너지는 플라즈마 덩어리가 뭉쳐서 에너지가 전달되며, 뜨거운 물질은 상승하고 차가운 물질은 가라앉는다. 대류는 복사보다 에너지를 전달하는 데 있어 보다 효율적인 방법이기는 하나, 온도 그래디언트가 가파를 경우에만 발생한다.[19][15]

질량이 큰 별에서 CNO 순환에 의한 에너지 생산 빈도는 온도에 매우 민감하기 때문에 융합 작용은 중심핵 부위에 대부분 쏠려 있다. 따라서 중심부에는 높은 온도 그래디언트가 형성되며 이로 인해 대류 작용이 중심핵 부위에서 우세하게 된다.[16] 핵 부위에서 물질이 섞임으로 말미암아 중심핵 부분의 수소 연소 지대에서 헬륨은 제거되며, 주계열 단계 동안 더 많은 양의 수소가 태워질 수 있도록 만든다. 질량이 큰 별의 바깥쪽 부분은 에너지를 복사를 통해 전달하며, 대류 작용은 거의 없거나 아예 없다.[15]

중간 정도 질량의 별에서 시리우스나 포말하우트 같은 A 분광형의 항성은 에너지를 복사 작용에 의해서만 전달한다.[20] 태양처럼 중간 정도 질량 또는 질량이 작은 별들은 대류층에 비해 안정된 중심핵이 있으며 대류층은 표면 근처에 존재한다. 대류층은 외부층을 잘 섞지만 항성 내부에 있는 수소를 소비하는 데는 그다지 효율적이지 못하다. 이로 인해 수소가 풍부한 외부층에 둘러싸인 헬륨이 풍부한 중심핵 지대가 형성된다. 반대로 차갑고 질량이 작은 적색 왜성과 같은 별들은 내부 전체가 대류층으로 이루어져 있다. 따라서 중심핵에서 생산된 헬륨은 항성 내부 전체에 대류 작용을 통해 골고루 섞여서 내부가 균일한 상태로 유지되며 오랫동안 주계열 상태에 머무를 수 있게 된다.[15]

광도에 따른 색의 변화

융합 작용을 하지 않는 헬륨의 재가 항성의 중심부에 쌓일수록, 항성 질량에 대비하여 점차 줄어드는 수소의 양 때문에 핵융합 작용의 빈도가 줄어들게 된다. 이를 보완하기 위해 핵의 온도와 압력은 서서히 증가하며 이는 전반적인 항성의 융합작용 빈도를 증가시킨다(항성 내부에서 더 커져 가는 밀도를 감당하기 위해). 이로 인해 항성은 시간이 지나면서 밝기와 반지름이 점차 커지게 된다.[11] 예를 들면 태양이 처음 태어났을 때의 밝기는 지금의 70퍼센트 수준에 불과했다.[21] 항성은 나이를 먹을수록 밝기가 증가하여 HR 도표 위에서 위치를 옮기게 된다. 이를 통해 주계열의 띠는 폭이 넓어지게 되는데 이는 우리가 관측하는 항성들은 주계열상 생애의 모든 부위에 존재하기 때문이다.[22]

항성 매개변수

아래 표는 주계열성에 속하는 항성들의 전형적인 물리적 수치를 싣고 있다. 광도 (L), 반지름 (R), 질량 (M)은 태양의 수치를 1로 기준한 값이다. 다만, 실제 수치는 아래 기재된 값과 20~30퍼센트 정도 차이가 있을 수 있다.[23] 각 셀의 색은 항성 광구의 색을 근사하게 표현한 것으로, 이는 유효 온도의 함수 중 하나이다.

주계열성의 물리적 수치 도표[24]
항성
분류 		반지름 질량 밝기 온도 예
R/R☉ M/M☉ L/L☉ K
O5 18 40 500,000 38,000 샌드리악 −66도 41, 고물자리 제타
B0 7.4 18 20,000 30,000 오리온자리 피
B5 3.8 6.5 800 16,400 안드로메다자리 파이 A
A0 2.5 3.2 80 10,800 북쪽왕관자리 알파 A
A5 1.7 2.1 20 8,620 화가자리 베타
F0 1.4 1.7 6 7,240 처녀자리 감마
F5 1.2 1.29 2.5 6,540 양자리 에타
G0 1.05 1.10 1.26 6,000 머리털자리 베타
G2  1.00[25]  1.00[25]  1.00[25] 5,920 태양, 센타우루스자리 알파 A
G5 0.93 0.93 0.79 5,610 테이블산자리 알파
K0 0.85 0.78 0.40 5,150 뱀주인자리 70 A
K5 0.74 0.69 0.16 — 고니자리 61 A
M0 0.63 0.47 0.063 3,920 글리제 185
M5 0.32 0.21 0.0079 3,120 물병자리 EZ A
M8 0.13 0.10 0.0008 — 반 비스브뤡의 별

주석

  1. ↑ Malcolm S., Longair. 《우주 세기:천체물리학과 우주론의 역사(The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology)》. Cambridge University Press. ISBN 0-521-47436-1. 
  2. ↑ 가 나 Laurie M., Brown; Pais, Abraham; Pippard, A. B. 《20세기의 물리학(Twentieth Century Physics)》. CRC Press. ISBN 0-7503-0310-7. 
  3. ↑ 가 나 Russell, H. N. “거성과 왜성("Giant" and "dwarf" stars)”. 《The Observatory》 36: 324-329. 2007년 12월 2일에 확인함. 
  4. ↑ Evry L., Schatzman; Praderie, Francoise. 《The Stars》. Springer. ISBN 3-540-54196-9. 
  5. ↑ W. W., Morgan; Keenan, P. C.; Kellman, E. 《스펙트럼 분류 개요 : 항성 스펙트럼 아틀라스(An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification)》. Chicago, Illinois: The University of Chicago press. 
  6. ↑ 가 나 다 Albrecht, Unsöld. 《The New Cosmos》. Springer-Verlag New York Inc. p. 268쪽. 
  7. ↑ “헤르츠스프룽-러셀 도표의 기원(Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram)”. University of Nebraska. 2007년 12월 6일에 확인함. 
  8. ↑ Gloeckler, George; Geissc, Johannes. “Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions”. 《Advances in Space Research》 34 (1): 53–60. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054. 
  9. ↑ Schilling, Govert. “새로운 모형에 의하면 태양은 뜨거운 젊은 별이었다(New Model Shows Sun Was a Hot Young Star)”. 《Science》 293 (5538): 2188–2189. doi:10.1126/science.293.5538.2188. PMID 11567116. 
  10. ↑ “영년 주계열(Zero Age Main Sequence)”. Swinburne University. 
  11. ↑ 가 나 Donald D., Clayton. 《항성진화와 핵합성의 원리(Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis)》. University of Chicago Press. ISBN 0-226-10953-4. 
  12. ↑ “Main Sequence Stars”. Australia Telescope Outreach and Education. 
  13. ↑ Patrick, Moore. 《아마추어 천문가(The Amateur Astronomer)》. Springer. ISBN 1-85233-878-4. 
  14. ↑ “White Dwarf”. 
  15. ↑ 가 나 다 라 Brainerd, Jim. “Main-Sequence Stars”. The Astrophysics Spectator. 
  16. ↑ 가 나 다 Hannu, Karttunen. 《Fundamental Astronomy》. Springer. ISBN 3-540-00179-4. 
  17. ↑ Oey, M. S.; Clarke, C. J. “Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit”. 《The Astrophysical Journal》 620 (1): L43–L46. doi:10.1086/428396. 
  18. ↑ Ziebarth, Kenneth. “Astrophysical Journal” 162: 947–962. 
  19. ↑ Lawrence H., Aller. 《Atoms, Stars, and Nebulae》. Cambridge University Press. ISBN 0-521-31040-7. 
  20. ↑ Lochner, Jim; Gibb, Meredith; Newman, Phil. “Stars”. NASA. 
  21. ↑ Gough, D. O. “Solar interior structure and luminosity variations”. 《Solar Physics》 74: 21–34. doi:10.1007/BF00151270. 
  22. ↑ Thanu, Padmanabhan. 《Theoretical Astrophysics》. Cambridge University Press. ISBN 0-521-56241-4. 
  23. ↑ Siess, Lionel. “Computation of Isochrones”. Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles. 
  24. ↑ Martin V., Zombeck. 《Handbook of Space Astronomy and Astrophysics》 2판. Cambridge University Press. ISBN 0-521-34787-4. 
  25. ↑ 가 나 다 태양은 전형적인 G2V 분광형의 항성이다.
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