H-R도(Hertzsprung-Russell diagram, 헤르츠스프룽-러셀도)와 별의 종류

H-R도(Herzsprung-Russell diagram)

 

H-R도는 별의 표면 온도, 색지수, 절대 등급(또는 광도)에 따라 별들의 위치를 표시한 별의 분포도입니다. 별들이 진화하는 과정과 물리적 성질을 확인할 수 있습니다. 1910년경 헤르츠스프룽과 러셀이 별들의 절대 등급과 분광형의 상관관계를 조사하여 만든 것이 H-R도입니다. H-R도는 황색과 적색 별들(G-K-M에 속함)이 뚜렷하게 주계열성과 거성으로 구분이 되는 것을 보여줍니다.

H-R도(Hertzsprung-Russel diagram), 출처: 한국천문연구원 천문우주지식정보

 

▶ 주계열성

젊은 별들의 집단으로 수소핵 융합 반응으로 에너지를 생산합니다. 주계열성 별들은 질량이 클수록 광도가 크고, 반지름도 큽니다. 주계열성에 속하는 별들은 질량이 커질수록 표면 온도가 높은데, 별의 질량이 클수록 주계열에 머무는 기간은 짧아집니다.

 

▶ 적색거성과 적색거성가지

H-R도상의 오른쪽 위에 위치한 별로써 표면 온도는 낮지만 밝게 빛나고 있는 별들입니다. 주로 적색을 띠기 때문에 적색거성이라고도 합니다. H-R도의 주계열에서 나온 별이 오른쪽 위로 가지처럼 뻗어 나가는 순서로 진화하게 되는데, 이를 적색거성가지라고 부릅니다.

 

▶ 수평가지

태양과 질량이 비슷한 별들이 항성 진화에 있어 적색거성가지를 지나고 난 다음의 진화 단계입니다. H-R도에서 왼쪽으로 움직여 가로축에 대해 평행한 선을 그리게 됩니다.

 

▶ 점근거성가지

작거나 중간 정도의 질량을 가진 항성이 겪는 과정으로 H-R도상 오른쪽 상단에 놓입니다. 중심핵에서 헬륨 연소가 끝나게 되면 별이 다시 거대해지며 오른쪽 상단으로 움직여 거성가지에 거의 인접하게 됩니다. 점근거성가지에 있는 별들은 엄청난 우주먼지를 형성해 행성상 성운의 전 단계가 됩니다.

 

▶ 백색 왜성

H-R도상의 왼쪽 아랭서 어둡고 백색으로 보이는 별들입니다. 온도는 높지만 광도가 작은 매우 작은 별들로 태양의 수 십 분의 일의 크기입니다.

 

별의 탄생

 

▶ 별(원시성)의 탄생

 

우주 공간에 먼지와 가스의 밀도가 큰 곳이 성운입니다. 밀도가 충분히 높아져 있어 스스로의 중력 때문에 붕괴하기 시작합니다. 성운은 인력에 의해 수축하여 반지름이 감소하면 중력 위치 에너지의 감소로 내부 온도와 압력이 증가하여 결국 중력과 내부 압력이 평형을 이루게 되는데, 이때 원시성이 탄생하게 됩니다.

 

▶ 하야시 경로

원시성은 H-R도상의 거성 위치에서 태어나 아래 방향으로 움직이다 질량에 따라 주계열의 위치로 옮겨가게 되는데, 이 원시별의진화 경로를 하야시 경로라 부릅니다. 질량이 큰 별일수록 중력 수축 기간이 짧아 광도의 감소가 적어 광도가 높은 H-R도 상단에 놓입니다.

 

▶ 주계열성

중심부의 온도가 충분히 높아져 수소의 핵융합 반응이 일어나는 전체적인 진화 단계를 말하는데 별은 일생의 대부분을 주계열에서 보내게 됩니다. 주계열에 머무는 기간은 별의 질량이 큰 별일수록 짧아집니다.

 

▶ 거성

주계열에서 수명이 끝나갈 무렵 중심 핵의 수소가 없어지고 헬륨만 쌓이게 되는데 헬륨의 중심핵은 중력 수축하고 핵을 둘러싼 외곽은 계속 수소핵 반응을 하게 됩니다. 중심 핵이 수축하면서 방출되는 에너지에 의해 별의 바깥 부분이 밀려나면서 별 전체가 팽창해 별 표면의 온도는 낮아지고 붉은색을 띠게 됩니다. 주계열을 떠난 별들이 H-R도의 오른쪽 상단으로 이동해 적색 거성이 됩니다. 질량이 큰 별일수록 수명은 짧고 진화 속도가 빨라 주계열성에서 거성으로 빠르게 진화됩니다.

 

주계열 이탈과 거성의 내부 구조

▶ 변광성

거성 단계의 끝에 방출된 에너지가 중심 핵을 급격히 팽창시켜 적색 거성의 외곽은 팽창하지 못하게 됩니다. 적색 거성의 외곽부가 빠르게 수축하게 되어 수축으로 인해 표면의 온도가 증가하여 결국 H-R도상 왼쪽으로 수평이동을 하게 됩니다. 중심부의 수소가 모두 소모돼 에너지원이 고갈되면 별 전체가 수축하게 되고 별의 수축으로 지금까지 타고 있지 않던 바깥쪽의 헬륨 껍질 압력이 증가해 연소가 시작되며 외곽부가 팽창해 H-R도 상 다시 오른쪽으로 이동하게 됩니다.

 

이처럼 별의 팽창과 수축 과정에서 H-R도 상에서 좌우 수평으로 움직이는 이동을 여러 번 하게 되는데, 별 자신의 내부구조가 불안정해 수축과 팽창을 되풀이하면서 밝기가 변하는 별을 맥동 변광성이라고 합니다. 맥동 변광성 중에서 변광 주기가 약 1~40일인 별을 특히 세페이드(Cepheid) 변광성이라고 합니다.

 

세페이드 변광성은 변광 주기와 광도가 비례하기 때문에 변광주기(가로축)를 관측하면 광도(절대등급, 세로축)을 알 수 있고, 겉보기 등급을 관측해 m-M=-5+5 log r을 이용해 거리 r을 구할 수 있습니다. 세페이드 변광성의 변광주기-광도 관계를 이용해 가까운 외부 은하까지의 거리를 구할 수 있습니다.

 

세페이드 변광성의 변광주기-광도 관계