H-R도와 별의 진화

H-R도#

H-R도는 가로축을 분광형 또는 표면 온도, 세로축을 절대 등급 또는 광도로 나타낸 그래프이다.

H-R도를 이용하면 별의 표면 온도, 광도, 반지름, 질량 등 별의 물리적 특성을 파악할 수 있다.

H-R도의 축#

H-R도에서 가로축은 별의 표면 온도를 나타낸다.
일반적인 그래프와 달리 왼쪽으로 갈수록 표면 온도가 높고, 오른쪽으로 갈수록 표면 온도가 낮다.

분광형은 왼쪽부터 O, B, A, F, G, K, M 순서로 배열된다.

세로축은 별의 광도 또는 절대 등급을 나타낸다.
위로 갈수록 광도는 커지고, 아래로 갈수록 광도는 작아진다.

절대 등급으로 보면 위로 갈수록 등급 값이 작아지고, 아래로 갈수록 등급 값이 커진다.
태양의 절대 등급은 약 4.8이다.

H-R도에서 별의 반지름과 밀도#

H-R도에서 별의 반지름은 왼쪽 아래에서 오른쪽 위로 갈수록 커진다.

이는 별의 광도가 반지름과 표면 온도에 의해 결정되기 때문이다.

같은 표면 온도라면 반지름이 클수록 광도가 크다.
같은 광도라면 표면 온도가 낮은 별일수록 반지름이 커야 한다.

별의 밀도는 대체로 오른쪽 위에서 왼쪽 아래로 갈수록 커진다.
따라서 초거성이나 거성은 반지름이 매우 커서 밀도가 작고, 백색 왜성은 반지름이 매우 작아 밀도가 매우 크다.

H-R도에서 별의 분포#

모든 별의 약 80~90%는 H-R도의 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 대각선 영역에 분포한다.
이 영역에 있는 별을 주계열성이라고 한다.

주계열성은 중심부에서 수소 핵융합 반응을 하며 안정적으로 빛을 내는 별이다.

주계열성#

구분	내용
분포 위치	H-R도의 왼쪽 위에서 오른쪽 아래
표면 온도	질량이 클수록 높음
반지름	질량이 클수록 큼
광도	질량이 클수록 큼
밀도	태양과 비슷한 수준
예시	태양, 시리우스 A

주계열성에서는 질량이 큰 별일수록 표면 온도, 반지름, 광도가 모두 크다.
따라서 질량이 큰 주계열성은 H-R도의 왼쪽 위에 위치하고, 질량이 작은 주계열성은 오른쪽 아래에 위치한다.

태양은 G2형 주계열성이다.

거성#

구분	내용
분포 위치	주계열성의 오른쪽 위
표면 온도	낮음
색	붉은색 계열
반지름	태양의 약 10~100배
광도	태양의 약 10~1000배
밀도	상대적으로 작음
예시	알데바란, 아르크투루스

거성은 표면 온도는 낮지만 반지름이 매우 크기 때문에 광도가 크다.
특히 붉은색을 띠는 거성을 적색 거성이라고 한다.

초거성#

구분	내용
분포 위치	거성보다 더 위쪽
표면 온도	다양함
반지름	태양의 수백 배~1000배 이상
광도	태양의 수만 배~수십만 배
밀도	매우 작음
예시	베텔게우스, 안타레스, 리겔

초거성은 반지름과 광도가 매우 큰 별이다.
표면 온도는 별에 따라 다양하여 붉은 초거성도 있고 푸른 초거성도 있다.

백색 왜성#

구분	내용
분포 위치	H-R도의 왼쪽 아래
표면 온도	높음
색	흰색 또는 청백색
반지름	매우 작음, 지구 크기 정도
광도	작음
밀도	매우 큼
예시	시리우스 B

백색 왜성은 표면 온도는 높지만 반지름이 매우 작기 때문에 광도가 작다.
밀도는 매우 크며, 태양 밀도의 약 100만 배 정도에 이를 수 있다.

별의 에너지원#

별의 에너지원에는 중력 수축 에너지와 핵융합 반응 에너지가 있다.

중력 수축 에너지#

중력 수축 에너지는 별의 구성 물질이 중력에 의해 수축할 때 발생하는 에너지이다.

별이 수축하면 중력 위치 에너지가 감소하고, 그 에너지의 일부가 열에너지로 전환된다.
이 과정에서 별의 중심부 온도가 상승한다.

전주계열 단계의 원시별은 주로 중력 수축 에너지에 의해 빛난다.

핵융합 반응#

핵융합 반응은 가벼운 원소의 원자핵이 융합하여 더 무거운 원소의 원자핵을 만드는 반응이다.

주계열성의 중심부에서는 수소 원자핵이 융합하여 헬륨 원자핵이 만들어지는 수소 핵융합 반응이 일어난다.
이 과정에서 질량의 일부가 에너지로 전환되어 별이 빛난다.

수소 핵융합 반응은 간단히 다음과 같이 나타낼 수 있다.

별의 크기를 변화시키는 힘#

별의 크기는 중력과 기체 압력 차에 의한 힘의 균형에 의해 결정된다.

중력#

중력은 별을 수축시키는 힘이다.
별의 모든 물질은 중심 방향으로 끌리므로, 중력은 별을 안쪽으로 압축하는 방향으로 작용한다.

기체 압력 차에 의한 힘#

기체 압력 차에 의한 힘은 별을 팽창시키는 힘이다.
별 내부의 높은 온도와 압력 때문에 중심부에서 바깥쪽으로 미는 힘이 작용한다.

별이 안정적으로 유지되려면 안쪽으로 작용하는 중력과 바깥쪽으로 작용하는 기체 압력 차에 의한 힘이 균형을 이루어야 한다.

별의 진화#

별은 성운에서 태어나 원시별, 주계열성 단계를 거쳐 진화한다.
별의 이후 진화 과정은 별의 질량에 따라 달라진다.

전주계열 단계#

전주계열 단계는 원시별이 형성된 뒤 주계열성이 되기 전까지의 단계이다.

밀도가 크고 온도가 낮은 성운이 중력에 의해 수축하면 성운 중심부의 밀도와 온도가 점점 증가한다.
이 과정에서 중심부에 원시별이 형성된다.

원시별은 아직 중심부에서 안정적인 수소 핵융합 반응을 하지 못한다.
따라서 주로 중력 수축 에너지에 의해 빛난다.

원시별의 중심부 온도가 약 1000만 K에 도달하면 수소 핵융합 반응이 시작된다.
수소 핵융합 반응이 안정적으로 일어나면 별은 주계열성이 된다.

원시별의 질량이 클수록 중력이 크게 작용한다.
따라서 질량이 큰 원시별은 더 빠르게 수축하고, 주계열 단계에 더 빨리 도달한다.

질량이 큰 주계열성은 표면 온도가 높고 광도가 크기 때문에 H-R도의 왼쪽 위에 위치한다.

정리#

H-R도는 별의 표면 온도와 광도 또는 절대 등급을 나타낸 그래프이다.
H-R도에서 왼쪽으로 갈수록 표면 온도가 높고, 위로 갈수록 광도가 크다.

주계열성은 H-R도의 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 대각선 영역에 분포한다.
거성과 초거성은 H-R도의 오른쪽 위 또는 위쪽에 위치하며, 반지름과 광도가 크다.
백색 왜성은 H-R도의 왼쪽 아래에 위치하며, 표면 온도는 높지만 반지름과 광도가 작고 밀도가 매우 크다.

별의 에너지원에는 중력 수축 에너지와 핵융합 반응 에너지가 있다.
전주계열 단계의 원시별은 주로 중력 수축 에너지로 빛나며, 중심부 온도가 약 1000만 K가 되면 수소 핵융합 반응이 시작되어 주계열성이 된다.