주계열성

주계열성(main sequence star)는 헤르츠스프룽-러셀도표(Hertzsprung-Russell Diagram) 혹은 색등급도(color-magnitude diagram)의 주계열(main sequence)에 위치한 별로서 왜성(dwarf) 이라고도 부르며, 항성의 진화과정에서 가장 안정된 단계에 머무는 별이다(그림 1 참조). 태양과 같은 주계열성 내부에서는 양성자(@@NAMATH_INLINE@@\rm{p}@@NAMATH_INLINE@@) 1개로 구성된 수소의 원자핵 4개가 핵반응으로 1개의 헬륨의 원자핵(@@NAMATH_INLINE@@\rm{^{4}He}@@NAMATH_INLINE@@)을 만드는 수소핵융합반응(hydrogen burning)으로 에너지를 생성한다(그림 2 참조). 중력과 압력경사력(pressure gradient force)이 서로 반대 방향으로 작용하면서 평형을 이루는 정유체평형(hydrostatic equilibrium) 상태를 유지한다. 중심부의 수소가 모두 헬륨으로 연소되면 정유체평형이 더 이상 유지되지 않아 별의 반지름이 증가하게 되고, 적색거성(red giant) 단계로 진화한다. 주계열에 머무는 기간은 항성의 질량에 따라 달라지는데, 대체로 질량이 클수록 주계열에 머무르는 기간이 짧다.

그림 1. 개략적인 헤르츠스프룽-러셀도표. 청색초거성(blue supergiants)이 표시되어 있다. 우리가 잘 알고 있는 별들이 원으로 표시되어 있으며, 원의 크기는 이들 별들의 실제 크기를 나타낸다. (출처: 한국천문학회)

그림 2. 전형적인 G형 주계열성인 태양. 대기의 산란이 없는 우주에서보면 지구에서 관측할 때보다 흰색으로 보인다. (출처: )

목차

주계열성은 일반적으로 질량이 클수록 광도가 크고 표면온도가 높다. 질량이 태양의 약 4배에서 10배 이상되는 주계열성은 분광형으로는 O형과 B형에 해당하며 이 별들은 청색 혹은 청백색으로 관측된다. 이런 주계열성은 초신성 폭발(supernova explosion)로 생애를 마무리 짓게 된다. 태양 질량의 1.3에서 3배 정도되는 주계열성은 분광형으로는 A형이나 F형에 해당한다. 이 별들은 흰색으로 관측된다. 이들 주계열성과 이보다 질량이 작은 주계열성은 백색왜성(white dwarf)으로 별의 일생을 마칠 것으로 생각된다. 태양과 같은 G형 별들은 노란색으로 알려져 있지만 실제로는 흰색에서 옅은 노란색으로 관측된다(그림 1 참조). 태양이 지구의 대기 때문에 산란되어 우리 눈에 노랗게 보일 뿐이다. 질량이 태양보다 작은 K형이나 M형 주계열성은 오렌지색이나 붉은색으로 관측된다. 특히, M형 주계열성은 수명이 매우 길어 우주에 있는 별들의 약 90%가 이런 적색왜성(red dwarf)이라고 알려져 있다.

주계열성에 속하는 항성들의 전형적인 물리량을 표에 정리하였다. 주계열성의 광도, 반지름, 질량 은 태양값을 기준 단위로 표시한 값이며 온도는 절대온도 단위이다.

주계열성의 물리석 수치 도표(출처: 한국천문학회)

주계열 단계에서는 중심핵의 온도가 일정하게 유지된다. 핵융합 반응 속도가 느려져 에너지 생산량이 감소하면 온도가 낮아져 중심핵이 수축하고 이에 따라 온도가 증가하여 핵융합 반응 속도가 다시 빨라진다. 반대로 핵융합 반응 속도가 빨라져 에너지 생산량이 증가하면 온도가 높아져 중심핵이 팽창하고 이에 따라 온도가 감소하여 핵융합 반응 속도가 다시 느려진다. 헤르츠스프룽-러셀도표에서 주계열을 상부와 하부로 나누면 질량이 태양 질량의 약 1.5 배보다 큰 별은 주계열의 상부에, 질량이 그보다 작은 별들은 주계열의 하부에서 일생을 보내게 된다. 각각을 상부 주계열성(upper main sequence star)과 하부 주계열성(lower main sequence star)으로 부른다. 질량이 작은 하부 주계열성은 양성자의 직접 충돌에 의한 수소핵융합 반응인 양성자-양성자연쇄반응(proton-proton chain, p-p chain)으로 수소를 소비하지만, 질량이 큰 상부 주계열성은 줌심부의 온도가 1800만도보다 높아 주로 탄소, 질소, 산소를 촉매로 사용해 핵융합을 하는 CNO순환(CNO cycle)으로 핵융합을 한다.

백색왜성이나 중성자별(neutron star)을 제외한 항성 내부에서 에너지가 전달되는 방식은 복사(radiation)와 대류(convection) 두 가지가 있다. 밀도가 높은 밀집성(compact star)에서나 전도가 효과를 낸다. 대류층과 달리 에너지가 복사에 의해 전달되는 복사층에서는 안정한 층상구조를 유지하기 때문이 물질이 혼합되는 일이 거의 없다. 항성에서 에너지를 중심부에서 표면으로 전달하는 방식은 질량에 따라 달라진다(그림 3 참조). 하부 주계열성의 경우 중심부에서는 복사만 일어나고 표면 근처에서 대류가 일어나는데 별의 질량이 줄어들수록 별의 외피층에서 대류층이 차지하는 비율이 증가한다. 이는 외피층에서 자유전자에 의한 불투명도(opacity)가 증가하기 때문이다. 반면, 상부 주계열성의 경우 중심부에서는 온도경사(temperature gradient)가 매우 크기 때문에 대류가 일어나 에너지를 밖으로 이동시킨 후 표면 근처에서 복사에 의해 에너지를 밖으로 전달한다.

그림 3. 질량이 다른 주계열성 내부의 에너지 전달 방식. (출처: 한국천문학회)

성간구름이 중력적으로 수축하여 원시성(protostar)이 된 후에 모든 원시성이 주계열에 도착하는 것은 아니다. 수소핵융합반응이 진행되는 완전한 주계열성으로 탄생하기 위해서는 중심부의 온도가 핵융합이 일어날 수 있도록 충분히 높아야 한다. 그러나 원시성의 질량이 작으면 수축하는 동안 밀도와 압력이 증가하더라도 충분히 높은 온도에 도달하지 못한다. 화학 조성비에 따라 달라지지만 태양과 비슷한 화학조성비를 갖는 경우 태양 질량의 7%에서 9%보다 질량이 작다면 핵융합에 필요한 온도에 도달하지 못해 이 원시성은 주계열에 도달하지 못한다. 한편 주계열성 질량의 상한선도 존재한다. 대략 태양의 100배 정도라고 생각되지만, 금속 함유량이 매우 낮다면 최대 태양 질량의 700배가 한계 질량이라는 의견도 있다. 이보다 질량이 크면 에딩턴한계(Eddington limit)를 넘어서게 되어 내부 복사압이 중력보다 크게 된다. 이로부터 안정을 찾지 못해 맥동의 형태로 질량을 잃게 되거나 순식간에 블랙홀로 진화할 수 있다. 정확한 주계열성의 한계질량 상한 값을 아는 것은 초거대질량블랙홀(supermassive black hole)의 생성이나 중간질량블랙홀(intermediate mass black hole)의 존재 여부를 이해하는 데 중요한 역할을 한다.

주계열성이 수소 핵융합으로 생성할 수 있는 에너지의 총량과 기간은 중심핵에 존재하는 수소의 양에 의해 결정된다. 주계열성들은 경험적인 질량-광도 관계를 따르는데, 광도 @@NAMATH_INLINE@@L@@NAMATH_INLINE@@은 총질량 @@NAMATH_INLINE@@M@@NAMATH_INLINE@@에 대해 @@NAMATH_INLINE@@L\ \propto\ M^{3.5}@@NAMATH_INLINE@@의 멱법칙을 갖는다. 핵융합을 할 수 있는 수소 연료의 양은 항성의 총질량에 비례할 것이다. 태양이 주계열에 머무르는 시간이 대략 10¹⁰ 년이므로, 별의 주계열 수명(@@NAMATH_INLINE@@\tau_{\rm MS}@@NAMATH_INLINE@@)은

@@NAMATH_DISPLAY@@\tau_{\rm MS}\ \approx \ 10^{10} \text{years} \cdot \left[ \frac{M}{M_{\bigodot}} \right] \cdot \left[ \frac{L_{\bigodot}}{L} \right]\ =\ 10^{10} \text{years} \cdot \left[ \frac{M}{M_{\bigodot}} \right]^{-2.5}@@NAMATH_DISPLAY@@

이다. 질량이 큰 별은 연료로 태울 수 있는 수소도 많아서 주계열에 오래 머물 것 같지만, 질량이 증가함에 따라 방출하는 에너지가 더 커지기 때문에 질량이 클수록 수명은 오히려 줄어든다. 가장 질량이 큰 별들은 주계열에 불과 수백만 년 밖에 머물러있지 못하는 데 비해, 질량이 태양의 10분의 1 정도인 별은 1조 년 이상 주계열에 머물러 있을 수 있다.