HR 도표와 항성의 진화, 성단의 연령

HR 도표와 항성 진화

같은 별이면서 왜 주계열, 거성, 백색 왜성이라는 3종류로 나뉠까요? 사실 HR도에는 다양한 연령의 별이 섞이고 있으므로, 별이 일생 동안에 광도와 표면 온도가 어떻게 변화하는지를 몰라서는 이런 의문에 답할 수 없습니다. 현재는 항성의 일생은 질량과 화학 조성이 주어지면 수치 모델에 의해서 시뮬레이션할 수 있습니다.

항성은 우주 공간에 있는 가스와 먼지로 구성된 성간물질이 모이고 중력적으로 수축하고 있습니다. 수축으로 인한 중심부는 압축된 고온으로 별로서 빛나기 시작하는데, 이 단계를 "원시별"으로 알려졌습니다. 이 사이, 반경이 점점 작아지고 마침내 중심부가 제대로 고온이 되면 핵 융합 반응에 의한 4개의 수소 원자 핵이 1개의 헬륨 원자 핵으로 변하는 반응이 일어납니다. 이 단계에 있는 것이 "주계열"입니다. 항성은 평생의 대부분의 기간을 주계열로 보냅니다. 이 기간은 안정되고 광도도 표면 온도도 거의 변화하지 않으므로 많은 항성을 랜덤 샘플링하고 HR도를 만들면 주계열에 가장 많이 모이게 됩니다. 계열을 이루는 것은 주계열은 질량의 차이 때문에 광도와 표면 온도가 조금씩 다르기 때문에 질량이 큰 주계열성 정도 광도가 밝습니다.

 

중심부의 수소가 소비되면서 헬륨이 쌓이면 항성은 내부의 중력과 열의 균형을 취하기 위해서 반경이 커지면서 HR도상에서 거성의 길을 나아갑니다. 이 거성으로 팽창 단계는 그 일생에서 유난히 짧습니다. 거성이 된 항성은 중심부에서 3개의 헬륨 원자 핵이 결합하고 탄소 원자 핵이 되는 핵 융합 반응을 일으키게 됩니다. 이윽고 중심부의 헬륨이 소비되고 탄소가 쌓이면 또 반경이 커지고 초거성이 되고 이번에는 탄소 원자 핵이 네온 원자 핵과 마그네슘 원자 핵이 되는 핵 융합 반응을 일으킵니다.

 

질량이 태양의 몇배 이하 별에서는 그 후, 외층 부분을 천천히 풀고"행성상 성운"을 형성하고 고밀도의 중심 부분은 여열로 빛나고"백색 왜성"으로 서서히 식어 일생을 마칩니다. 한편 질량이 태양의 몇배 이상의 별에서는 또 핵 융합 반응이 속속 진행되어 중심부에 쇠가 쌓이게 되면 별 전체적으로 불안정해지고 초신성 폭발을 일으키며 화려하게 일생을 마칩니다. 초고밀도의 심지(신)은 남아"중성자 별"입니다. 폭발 전의 별의 질량이 태양의 수십배나 되는 경우에는 본성은 "블랙 홀"입니다. 폭발로 튄 가스는 다시 성간 물질로 돌아갑니다.

 

질량의 큰 별처럼 핵 융합 반응이 격렬한 "연료 소비"이 두드러진 것으로 별의 수명은 짧습니다. 주계열성으로서의 태양의 수명은 약 100억년으로 계산되고 있습니다. 현재 태양의 연령은 태양계의 연대 측정에서 약 46억년으로 추정되고 있으므로 아직 50억년 이상은 주계열성인 것으로 생각됩니다.

 

성단의 HR도표와 연령

별들 중에는 공간에 집단을 이루어 분포하고 있는 것이 있고 성단이라 불립니다. 하나의 성단의 별들은 거의 동시에 태어난 것으로 여겨집니다. 같은 성단의 별들은 모두 지구에서 실질적으로 같은 거리로, 절대 등급과 겉보기 등급 차이는 어느 별도 마찬가지라고 보고 좋습니다. 그러므로 성단의 HR도는 그 거리가 몰라도, 세로축에 겉보기 등급을 쓰고 작성할 수 있습니다. 또 겉보기 등급으로 표현한 성단의 HR도의 주계열을 절대 등급으로 눈금이 그어져된 표준적인 HR도의 주계열과 비교하여 그 등급 차이에서 성단까지의 거리를 요구할 수 있습니다.

몇몇 성단의 HR도를 주계열이 일치하도록 거듭 하면 주계열의 왼쪽 상단까지의 길이가 성단으로 다를 뿐 아니라 왼쪽 상단이 위쪽으로 굽어 있습니다. 성단에서는 별들이 동시에 태어난 것을 고려하면, 현재 이 왼쪽 상단에 위치한 별들이 주계열을 떠나서 거성으로 향하기 시작한 것을 나타내고 있습니다. 그것보다 왼쪽 위 측에 나란히 선 질량이 큰 별들은 이미 주계열성 단계를 다했으니 그곳에 없게 됩니다. 그래서 이 위쪽으로 휘어진 왼쪽 상단(전향점)의 위치가 하단에 있는 성단 정도로 늙고 있던 것입니다.