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항성의 진화

항성의 진화
항성의 진화단계
항성의 진화 단계
1.원시성 단계
항성 형성 과정은 분자 구름 내부 중력이 불안정해지면서 시작된다. 일단 분자구름 안의 어떤 영역이 밀도가 충분히 높아져 자기 스스로의 중력 때문에 붕괴하기 시작한다. 분자 구름이 붕괴하면, 그 중심의 밀도 높은 먼지 및 가스 덩어리들이 구의 형태로 뭉쳐진다. 구상체가 스스로의 중력 때문에 수축하면서 밀도가 높아질수록, 중력 에너지는 열로 바뀌어 온도가 상승한다. 그리고 이 구의 형태로 뭉쳐진 구름이 안정적인 정역학적 평형 상태에 이르면, 이를 원시별이라 부른다. 정역학적 평형 상태에 도달한 별을 원시성이라 한다.
2.전주계열단계
전주계열이란 별이 주계열 단계에 들어가기 전의 단계를 말한다. 즉 분자구름이 중력붕괴를 시작한 부분에서 원시별 내부의 수소가 융합을 막 시작되는 단계 사이에 속하는 별을 전주계열성이라 한다. 분자구름 중심부에 형성된 원시별은 주변의 물질이 원시별 표면에 떨어져 그 질량이 서서히 증가하고 온도와 밀도도 증가하게 된다. 이렇게 증가하는 원시별의 내부 온도는 바깥쪽으로 대류에 의해 전달되고, 원시별은 서서히 밝아지기 시작한다. 원시성의 중심의 에너지가 바깥쪽으로 빠져 나감에 따라 수축을 계속하며, 중심 온도는 계속적으로 증가하게 된다. 중심부의 온도가 일정수준까지 올라가게 되면 중심에서 핵융합 반응이 일어나게 되는데, 이 반응에서 나오는 에너지로 중력과 압력에 의한 힘은 평형상태를 이루고 별은 안정된 주계열 단계로 가게 된다.
3.주계열단계
주계열단계란 별의 중심부에서 수소의 핵융합 반응이 일어나는 전체적인 진화단계를 말하며, 별의 일생 중 가장 긴 시간을 차지한다. 보통 평범한 별들은 그 일생의 대부분을 중심부에서 수소를 헬륨으로 전환시키며 보낸다. 이처럼 핵융합반응으로 인해 핵에 있는 수소의 양이 줄어들고 헬륨이 늘어나며, 평균분자량은 증가한다. 따라서 별을 지탱할 수 있는 충분한 압력을 가지기위해 중심핵이 조금씩 수축하며, 밀도가 증가하고 온도가 증가한다. 그리고 별의 내부 온도가 상승함에 따라 별은 조금씩 커지며, 표면에 이르는 에너지는 커져서 별의 광도가 조금씩 증가한다. 실제로 우리에게 가장 가까운 별인 태양 또한 이러한 주계열 단계에 있으며, 전주계열을 지난 이후 꾸준히 광도와 반지름, 온도가 증가해 왔다고 알려져 있다.
4.후주계열단계
후주계열단계란 별 내부의 핵융합반응이 끝난 시점을 시작으로 마지막 진화단계를 말한다. 평범한 별(태양과 비슷한 질량을 가진 별)은 중심부에서의 수소 연소가 끝나고 더 이상 에너지를 낼 수 없어 핵은 수축해져 간다. 수축하는 핵에 의해 에너지가 발생하고 이 에너지는 핵의 바깥부분 수소층을 가열시켜 핵융합반응을 일으킨다. 따라서 별의 외부층은 팽창하고 광도가 증가한다. 이러한 별의 마지막단계는 별의 초기질량에 따라 다양하게 나타난다. 태양에 비해 가벼운 별들은 헬륨의 핵이 반응을 할 수 있을 정도의 온도를 갖지 못하여 더 이상 진화를 못하고, 핵만 남겨지게 된다. 태양과 비슷한 질량의 별들은 헬륨의 핵이 반응을 시작하고, 탄소로 이루어진 핵이 남겨질 때 까지 진화를 하게 된다. 그리고 태양보다 훨씬 큰 질량을 갖는 별들은 초신성 폭발을 하며 중성자별을 남기거나 블랙홀이 되기도 한다.
H-R도(Hertzsprung-Russell diagram)
H-R도
H-R도(Hertzsprung-Russell diagram)는 별의 등급과 온도에 따라 별들의 위치를 표시한 것으로, 별들이 진화하는 과정에 따른 물리적 특성들을 쉽게 확인 할 수 있는 도표이다.1910년경 헤르츠스프룽(Ejnar Hertzsprung)과 러셀(Henry Norris Russel)은 별들의 절대등급과 분광형의 상관관계를 조사하였다. 이 두 변수로 나타내는 도형을 H-R도라고 한다. H-R도는 황색과 적색별들(G-K-M에 속하는 별들)이 뚜렷이 구분되는 두 개의 집단, 주계열성과 거성으로 나누어진다는 것을 보여주었다.

별은 질량에 따라 H-R도 상에서 특정한 경로를 이동하며 진화하는데 그 명칭은 다음과 같다.
적색거성가지(Red Gaint Branch)
별의 질량이 태양과 비슷하거나 클 경우, 중심핵 부분에 있는 수소를 다 소진하면 중심핵은 수축되기 시작한다. 핵이 수축되는 과정에서 나오는 에너지로 핵의 주변의 수소층은 핵융합반응을 시작하고, 에너지원이 표면과 가깝기 때문에 별은 더욱 밝아지고, 팽창 한다. 하지만 별의 표면적이 광도에 비해 매우 많이 증가하기 때문에 유효온도는 감소된다. 그 결과, 별은 커지면서 밝아지지만, 더 차가워지고, 더 붉어지며, 결국 적색 거성이 된다. 따라서 H-R도의 주계열에서 나온 별은 오른 쪽 위로 가지처럼 뻗어 나가는 순서로 진화하게 되는데, 이를 적색거성가지(Red Gaint Branch)라 한다.
수평가지(Horizontal Branch)
수평가지(Horizontal Branch)는 태양과 질량이 비슷한 별들이 항성 진화에 있어 적색 거성 가지를 지나고 난 다음의 진화단계를 말한다. 수소가 고갈된 중심핵에서 헬륨 핵융합이 시작되면 별이 식는 것을 멈추고, 광도를 증가시킨다. 이 과정에서 항성은 H-R도상에서 왼쪽으로 움직인다. 수평가지라는 이름은 H-R도에서 가로축에 대해 평행한 선을 그리고 있기 때문에 붙은 것이다. 그리고 이러한 수평가지에 존재하는 많은 천체들은 변광(밝기가 변함)을 일으키는데 이를 RR Lyrae형 변광성이라고 한다.
점근거성가지(Asymptotic Giant Branch)
점근거성가지(Asymptotic Giant Branch)는 작거나 중간 정도의 질량을 가지는 항성이 겪는 과정으로, H-R도에서 오른쪽 상단에 놓인다. 중심핵에서의 헬륨 연소가 끝나면, 별은 다시 거대해지며, 도표에서 우측 상단으로 움직인다. 이러한 경로는 거성가지에 거의 인접하는데, 그 까닭으로 ‘점근거성가지'라고 불린다. 이러한 점근거성가지에 있는 별들은 엄청난 우주먼지를 형성하며, 행성상 성운의 전단계로서 천문물리학에서 중요하게 다뤄지고 있다.
항성의 스펙트럼 분류
스펙트럼 분류
H-R도의 가로축을 보면 O, B, A, F, G, K, M라 표시되어있다. 이는 별을 스펙트럼을 기준으로 분류해놓은 것이다. 별의 스펙트럼분류는 20세기 초에 처음 고안된 것으로 초기에는 수소방출선의 세기를 기준으로 하여 A~Q까지 단계로 분류하였다. 그리고 당시에는 온도가 스펙트럼선의 세기에 가장 큰 영향을 준다는 것이 알려지기 전이었다. 이후 온도를 기준으로 재분류한 것이 오늘날 사용하는 스펙트럼의 분류 형태이다.

분류기호는 항성의 스펙트럼에 따라 매우 뜨거운 O형부터 상층 대기에 분자가 존재할 수 있을 정도로 차가운 M형까지로 나타낸다. 보통 분류 기호는 O, B, A, F, G, K, M으로 표기하며, 이는 표면 온도가 뜨거운 것에서 차가운 순서에 따라 7개로 구별한 것이다. 그리고 독특한 양상을 보이는 별의 경우는 특수한 분류 기호를 쓴다. 가장 흔한 사례는 L과 T형으로, 이들은 각각 차갑고 질량이 적은 적색왜성 및 갈색 왜성을 의미한다. 또한 각각의 분광형은 0부터 9까지 10단계의 하위분류를 가진다. 숫자가 작을수록 온도는 상대적으로 뜨거움을 뜻하고, 클수록 차갑다는 것을 말한다.

항성은 부피 및 표면 중력에 따라 다른 스펙트럼선을 나타내는데 이를 광도 효과라고 부른다. 이 기준에 따라 항성을 나눈다면 가장 거대한 초거성은 0부터 시작하여 거성을 III, 주계열성은 V, 가장 작은 백색 왜성은 VII라 표기하며, 이처럼 부피가 작아짐에 따라 로마 숫자가 증가한다. 대부분의 별은 수소를 중심핵에서 태워서 핵융합을 통해 빛과 열을 내는 주계열 단계에 있다. 이들은 H-R 도표에서 일정한 선을 그리며 배열되어 있다. 태양을 표면 온도 및 표면 중력 등에 따라 표시하면 G2V로 표기하며, 표면 온도가 G에서 세 번째로 뜨거운 그룹에 속하는 동시에 주계열성에 놓여있다는 의미이다.
최종수정일

2017년 6월 19일