주계열

주계열은 항성천문학에서 헤르츠스프룽-러셀도표(Hertzsprung-Russell Diagram, H-R도) 혹은 색등급도(color-magnitude diagram) 상에 왼쪽 위에서 오른쪽 아래까지 대각선 방향으로 연속해서 나타나는 별의 띠이다(그림 1 참조). 주계열은 항성이 진화하는 동안 가장 긴 시간을 머무는 단계(혹은 상태)이다. 태양의 경우 약 100억년동안 주계열 단계를 유지한다.

주계열에 위치한 별은 주계열성(main sequence star) 또는 왜성(dwarf) 이라고 한다. 주계열에 속하는 항성은 질량이 클수록 광도와 반지름이 크고, 표면온도는 높고 밀도는 낮다. 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. 이로부터 주계열성은 오랜 기간동안 중력과 압력경사력(pressure gradient force)이 서로 반대 방향으로 작용하면서 평형을 이루는 정유체평형(hydrostatic equilibrium) 상태를 유지한다.

H-R도에서 서로 다른 질량을 갖는 항성이 수소핵융합을 처음 시작할 때의 위치를 영년주계열(zero age main sequence; ZAMS)이라고 부른다. 중원소함량이 같다면 영년주계열은 이론적으로 폭이 없는 곡선으로 나타날 것이다. 하지만 항성에 따라 중원소함량이 다르면, 질량이 같더라도 영년주계열 항성의 위치가 약간씩 달라지게 되고, 영년주계열은 유한한 폭을 갖는 띠 모양이 된다.

주계열은 폭을 갖는 띠 모양이다. 그 이유는 두 가지이다. 첫 번째, 위에서 언급한 이유로 영년주계열이 폭을 갖는 띠 모양을 갖기 때문이다. 두 번째, 주계열에 머무는 동안 시간에 따라 항성의 광도와 표면온도는 이 지점부터 아주 천천히 점차 증가해서 H-R도에서 위치가 달라지기 때문이다.

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)

목차

중심부의 수소가 모두 헬륨으로 연소되면 정유체평형이 더 이상 유지되지 않아 별의 반지름이 급격하게 증가한다. 결과적으로 별은 주계열을 벗어나 적색거성가지(red giant branch)로 이동한다. 주계열에 머무르는 기간은 항성의 질량에 의해 결정되는데, 대체로 질량이 클수록 주계열에 머무는 기간이 짧다. 그 이유는 수소핵융합 반응의 속도가 질량이 증가함에 따라 커지기 때문이다. 일반적으로 질량이 작은 별은 양성자의 직접 충돌에 의한 수소핵융합 반응인 양성자-양성자연쇄반응(proton-proton chain, p-p chain)으로 수소를 소비하지만, 질량이 큰 별은 주로 탄소, 질소, 산소를 촉매로 사용해 핵융합을 하는 CNO순환(CNO cycle)으로 핵융합을 한다.

에너지를 항성 내부에서 표면으로 전달하는 방식도 주계열성의 질량에 따라 달라진다. 질량이 태양 질량의 약 1.5배보다 작은 경우 중심부에서는 복사만 일어나고 외피층에서 대류가 일어나는데 별의 질량이 줄어들수록 별의 외피층에서 대류층이 차지하는 비율이 증가한다. 반면에, 질량이 태양 질량의 약 1.5배보다 큰 경우 중심부에서 대류가 일어나 에너지를 밖으로 이동시킨 후 표면 근처에서 복사에 의해 에너지를 밖으로 전달한다.

항성에서 처음으로 수소핵융합반응이 일어나서 주계열 단계를 시작할 때, 주계열 안에서의 위치는 화학적 조성비에 의해 부차적으로 영향을 받지만 주로 항성의 초기질량에 의해 결정된다. 주계열을 상부와 하부로 나눈다면 질량이 태양 질량의 약 1.5 배보다 큰 별은 주계열의 상부에, 질량이 그보다 작은 별들은 주계열의 하부에서 일생을 보내게 된다.

주계열성을 왜성이라고 부르는 것은 백색왜성(white dwarf)을 왜성이라고 부르는 것과 전혀 다른 의미이다. 태양을 황색왜성 부르는 이유는 거성(giant)과 비교했을 때 작다는 의미가 있고 분광형이 G형인 주계열성이기 때문이다. 그러나 백색왜성은 분광형이 A형인 주계열성을 의미하는 것이 아니다.

20세기에 들어서면서 하버드 대학교의 피커링(Edward Charles Pickering)과 캐논(Annie Jump Cannon) 등은 항성의 표면온도에 따라 나타나는 분광선들의 특성을 기준으로 항성을 분류하는 하버드분광분류법을 만들어 1868년 세키(Angelo Secchi)가 제안한 항성 분류법을 대체하게 된다. 이 무렵 헤르츠스프룽(Ejnar Hertzsprung)은 K형과 M형 별들이 두 그룹으로 나누어진다는 것을 알게 되었다(그림 2 참조). 즉, 한 그룹은 태양보다 훨씬 밝았고, 또 다른 그룹은 태양보다 어두웠다. 헤르츠스프룽은 이 별들을 거성과 왜성이라고 불렀다. 그는 성단에 속한 별들의 연구로 별의 색과 광도 사이의 관계를 그래프로 나타냈다. 그 결과 그는 별들이 주로 대각선을 따라 분포하는 것을 발견하고 이들을 주계열이라고 불렀다. 주계열에 속한 '왜성'들은 분광형-광도 관계를 따랐다.

그 후, 여키스 천문대의 모건(William Wilson Morgan), 키넌(Philip C. Keenan), 켈먼(Edith Kellman)이 표면온도 뿐 아니라 표면중력에 따른 분광선의 폭을 기준으로 항성을 나누는 분류법을 소개했는데 이 분류법에 의하면 주계열성은 계급이 V(로마 숫자 5)가 된다. 예를들어 여키스분광분류법에 의하면, 태양의 분광형은 G2V이다.

그림 2. 아이나르 헤르츠스프룽(오른쪽)과 칼 슈바르츠쉴트(왼쪽)(출처: )