헤르츠스프룽-러셀도표

헤르츠스프룽-러셀도표(Hertzsprung-Russell diagram, H-R도)는 별의 표면온도와 광도 사이의 상관관계를 나타내는 도표이다. 1920년대에 덴마크의 천문학자인 헤르츠스프룽(Ejnar Hertzsprung)과 미국의 천문학자 러셀(Henry Norris Russell)이 각자 독립적으로 이 그림을 처음 고안하여 사용하였다. H-R도는 천문학에서 가장 중요한 도표 중 하나로서 별의 물리적인 특성과 별의 진화를 연구하는 데에 매우 유용하게 사용된다.

목차

그림 1은 우리은하 별들의 개략적인 H-R도 모습을 나타낸다. H-R도에서 가로축은 별의 색과 관련있는 표면온도, 그리고 세로축은 별의 고유 밝기에 해당하는 광도를 나타낸다. 과학 분야의 일반적인 그래프와 달리 H-R도의 가로축에서 표면온도는 왼쪽에서 오른쪽으로 갈수록 감소한다. 이는 애초에 헤르츠스프룽과 러셀이 H-R도를 고안할때 표면온도 대신 표면온도에 상응하는 별의 분광형을 사용했기 때문이다. 즉, 별의 분광형이 가로축의 왼쪽에서 오른쪽으로 OBAFGKM의 순서로 위치하며, 분광형 O형 별이 M형 별보다 표면온도가 높다. 표면온도는 켈빈(Kelvin) 온도의 단위를 사용한다. 그림 1에서 H-R도의 세로축인 광도는 태양의 광도에 대한 별의 상대적인 광도의 비로 나타내며 위로 올라갈수록 광도가 증가한다. H-R도에서 오른쪽 위에 있는 별은 상대적으로 표면온도가 낮고 광도가 크며, 왼쪽 아래에 위치하는 별은 상대적으로 표면온도가 높고 광도가 작다.

스테판-볼츠만법칙(Stefan-Boltzmann law)에 의하면 별의 광도는 표면온도의 4제곱과 반경의 제곱에 비례하기 때문에 H-R도로 부터 별의 반경에 대한 정보를 얻을 수 있다. 즉, 동일한 표면온도를 갖더라도 별의 크기가 큰 별은 작은 별보다 더 큰 광도를 갖게된다. 그림 1에서 대각선의 실선은 동일한 반경을 갖는 별들의 위치를 나타내는 것으로서, 하나의 실선에 위치하는 다양한 별들은 표면온도와 광도와 무관하게 동일한 반경을 갖게 된다. 즉, 동일한 반경을 갖는 별들의 경우 표면온도가 높아질수록 광도도 증가하게 된다.

그림 1. 우리은하 별들의 개략적인 H-R도 모습. 가로축은 별의 표면온도와 이에 상응하는 별의 분광형이며, 세로축은 태양에 대한 상대적인 별의 광도를 나타낸다. 대표적인 4개의 무리인 주계열(main sequence), 초거성(supergiants), 거성(giants), 그리고 백색왜성(white dwarfs)이 표시되어 있다. 각 무리마다 우리가 잘 알고 있는 별들이 원으로 표시되어 있으며, 원의 크기는 이들 별들의 실제 크기를 나타낸다. 별의 색은 별의 표면온도를 나타내므로 표면온도가 낮은 붉은별, 중간 표면온도를 갖는 주황색별, 그리고 높은 표면온도를 갖는 푸른별이 표시되어 있다. 대각선의 실선은 동일한 반경을 갖는 별들의 위치를 나타낸다. 주계열의 경우 서로 다른 질량(태양에 대한 상대적인 질량, 보라색)과 주계열에서의 생존 기간(초록색)이 표시되어 있다.(출처: 한국천문학회)

H-R도에서 별들은 무작위로 분포하지 않고 몇 개의 무리로 모여 분포하고 있다. 대표적으로 주계열성, 초거성, 거성, 그리고 백색왜성의 4개의 무리로 분포하고 있다. 초거성, 거성, 그리고 백색왜성은 주계열에서 진화한 별들이다.

태양을 포함한 대부분의 별들이 H-R도의 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 대각선을 이루며 표면온도와 광도간의 상관관계를 잘 보여주며 위치하고 있는데 이들 별들을 주계열성(main sequence star)이라고 부른다. H-R도의 왼쪽 위에 분포하는 주계열성은 높은 표면온도와 큰 광도를 가지며, 오른쪽 아래에 분포하는 주계열성은 낮은 표면온도와 작은 광도를 갖는다. 주계열성의 표면온도는 약 30,000K에서 약 3,000K의 범위를 갖는다. 반면에 주계열성이 갖는 광도는 태양 광도 대비 1만배에서 1만분의 1까지 큰 범위를 갖는다. 주계열성의 서로 다른 위치는 별의 질량이 다르기 때문에 나타나는 것으로서, 질량이 큰 주계열성일수록 크기도 크다. 즉, H-R도의 왼쪽 위에 분포하는 주계열성은 오른쪽 아래에 분포하는 주계열성보다 질량과 크기가 더 크다. 주계열성의 질량범위는 태양 질량의 60배에서 10분의 1이고, 주계열성의 반경은 태양 대비 수십 배에서 10분의 1 범위를 갖는다. 주계열성은 별 중심부에서 발생하는 수소핵융합반응으로부터 에너지가 발생한다. 또한, 별들은 진화기간에서 대부분의 시간을 주계열에서 보내게 된다. 그러나, 주계열에서 왼쪽 위에 있는 질량이 큰 별일수록 핵융합반응에 의해 수소가 소비되는 시간이 짧아 이들 별들의 경우 주계열에서 머무는 수명이 짧다. 즉, 태양보다 약 40배 무거운 주계열성의 경우 주계열에서 고작 백만년 정도 머무르는데 비해 태양 질량의 약 1/4 정도의 가벼운 주계열성은 주계열에서 약 2천억년까지 생존한다. 태양은 주계열에서 중간정도에 위치하고 표면온도는 약 6000 K이며 주계열에서 약 100억년 정도 머무른다.

H-R도의 오른쪽 위에 분포하는 가장 밝은 별들을 초거성(supergiant)이라고 한다. 초거성 바로 아래에 초거성 보다는 어둡지만 같은 온도에서 주계열성 보다는 밝은 별들은 거성(giant)이다. 초거성과 거성이라는 명칭은 동일한 표면온도를 갖는 주계열성보다 더 밝고 그 크기가 더 크기 때문에 붙여진 것이다. 태양과 비슷한 표면온도를 갖는 초거성과 거성은 태양보다 각각 약 수 만배와 수 백배 더 밝다. 초거성은 태양질량보다 약 10배 이상 무거운 별이 중심부 수소 핵융합반응이 끝난 후 진화하고 있는 단계에 있는 별들이다. 거성은 이 보다 질량이 작은 별이 주계열을 떠나 진화하고 있는 별들을 나타낸다.

주계열성 아래에 위치하는 어두운 별들은 백색왜성(white dwarf)에 해당한다. 백색왜성은 태양의 약 8배 이하의 질량을 갖는 별들이 나타내는 진화과정의 마지막 단계로, 탄소 등으로 이루어진 고밀도 상태의 중심부에서 더 이상 핵융합반응을 일으킬 만큼 충분한 온도를 갖지 않아 점차 식어가고 있다. 백색왜성의 경우 표면온도가 약 30,000K까지 높지만 크기는 태양 반경의 약 100분 1 정도에 지나지 않으므로 주계열성 보다 더 어둡다. 태양과 비슷한 표면온도를 갖는 백색왜성의 밝기는 태양 광도의 약 수천분의 1에 지나지 않는다.

H-R도의 표면온도는 별의 색에, 그리고 광도는 별의 고유한 밝기와 관련이 있다. 천문학자들은 H-R도의 표면온도와 광도에 상응하고 관측적으로 얻을 수 있는 물리량인 별의 색지수와 별의 절대등급을 사용하는 색등급도(color-magnitude diagram)를 H-R도 대신 더 많이 사용한다 [그림 2]. 따라서 색-등급도는 H-R도를 관측적인 측면에서 표현한 그림이라고 할 수 있다. 별의 색지수는 서로 다른 파장대의 빛을 투과하는 필터(filter)에서 얻는 등급의 차이를 나타내며, 별의 절대등급은 별이 10파섹(parsec)의 거리에 있을 때의 등급으로 정의한다.

그림 2는 히파르코스(Hipparcos) 우주망원경이 관측한 우리로부터 100 파섹 이내에 있는 가까운 별들의 색-등급도를 나타낸다. 가로축은 가시광대역 존슨(Johnson) 필터 시스템의 B 필터 겉보기등급에서 V 필터 겉보기등급을 뺀 B-V 색지수를 나타내며, B-V 색지수가 작은 별일수록 표면온도가 높다. 세로축은 히파르코스 우주망원경이 삼각시차 방법으로 측정한 별까지의 거리를 바탕으로 계산한 V 필터 절대등급을 나타낸다. 주계열과 거성이 두드러지게 분포하고 있음을 볼 수 있다. 색등급도에서 초거성과 백색왜성은 극소수만 분포하고 있는데, 초거성은 빠르게 진화하고 백색왜성은 고유한 밝기가 어두워 관측이 잘 되지 않기 때문이다.

그림 2. 히파르코스(Hipparcos) 우주망원경이 관측한 우리로부터 100 파섹 이내에 있는 가까운 별들의 색등급도. 가로축 아래쪽은 가시광대역 존슨(Johnson) 필터 시스템의 B-V 색지수이며, 가로축 윗쪽에 색지수에 상응하는 분광형을 나타내었다. 세로축 왼쪽은 V 필터 절대등급이며, 오른쪽은 태양에 대한 상대적인 광도를 나타낸다. 주계열과 거성의 분포가 뚜렸하게 보이는데 반해, 어두운 백색왜성은 극소수만 관측되고 있다 (, 이수창 그림 편집)