주계열: 두 판 사이의 차이

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== 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.<ref>{{웹 인용
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| 성=Martin V. | 이름=Zombeck | 발행년도=1990
| 제목=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics
| 출판사=Cambridge University Press
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|- bgcolor="#FFFFCC"
!rowspan="2" style="font-size: smaller;"|[[항성 분류|항성<br />분류]]
!style="font-size: smaller;"|[[반지름]]
!style="font-size: smaller;"|질량
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!rowspan="2"|예
|- bgcolor="#FFFFEE"
|align="center"|R/[[태양반경|R<sub>☉</sub>]]
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|align="center"|[[켈빈|K]]
|-
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|[[샌드리악 −66도 41]], [[고물자리 제타]]
|-
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|[[오리온자리 피]]
|-
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|[[안드로메다자리 파이|안드로메다자리 파이 A]]
|-
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|[[북쪽왕관자리 알파|북쪽왕관자리 알파 A]]
|-
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|[[화가자리 베타]]
|-
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|[[처녀자리 감마]]
|-
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|[[양자리 에타]]
|-
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|[[머리털자리 베타]]
|-
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|[[태양]], [[센타우루스자리 알파 A]]
|-
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|[[테이블산자리 알파]]
|-
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|[[뱀주인자리 70|뱀주인자리 70 A]]
|-
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|[[고니자리 61|고니자리 61 A]]
|-
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|[[글리제 185]]
|-
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|[[물병자리 EZ|물병자리 EZ A]]
|-
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|align="center"|—
|반 비스브뤡의 별
|}


== 주석 ==
== 주석 ==

2008년 7월 26일 (토) 07:59 판

헤르츠스프룽-러셀 도표. 도표의 두 축은 각각 별의 절대 등급색지수이다. 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 헬륨에너지를 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 수소헬륨으로 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, 복사대류의 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 천문대애니 점프 캐넌에드워드 C. 피커링하버드 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 대학교헨리 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 질량밝기, 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]

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 분류법광도분류를 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, σ슈테판-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.

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.[8] 각 셀의 색은 항성 광구의 색을 근사하게 표현한 것으로, 이는 유효 온도의 함수 중 하나이다.

주계열성의 물리적 수치 도표[9]
항성
분류
반지름 질량 밝기 온도
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[10]  1.00[10]  1.00[10] 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. Laurie M., Brown; Pais, Abraham; Pippard, A. B. 《20세기의 물리학(Twentieth Century Physics)》. CRC Press. ISBN 0-7503-0310-7. 
  3. 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. 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. Siess, Lionel. “Computation of Isochrones”. Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles. 
  9. Martin V., Zombeck. 《Handbook of Space Astronomy and Astrophysics》 2판. Cambridge University Press. ISBN 0-521-34787-4. 
  10. The Sun is a typical type G2V star.