등연령곡선

등연령곡선은 동일한 시기에 형성된 질량이 다른 별들이 특정한 시점에 갖는 온도와 광도를 H-R도(색등급도) 상에서 연결한 선이다. 일반적으로 질량이 무거운 별이 가벼운 별에 비해 빨리 진화하는 원리를 바탕으로 나이에 따라 그 형태가 달라지는 것을 이용하여 항성종족의 나이를 추정할 때 이용된다. 이론적인 항성진화 트랙을 바탕으로 질량이 다른 별의 특정한 시점에서의 온도와 광도를 연결한 선으로 구해지며, 온도와 색지수 사이의 변환으로 색등급도 상에서도 등연령곡선을 표시할 수 있다. 별 단위로 분해가 가능한 우리은하 구상성단, 산개성단, 그리고 왜소은하 등의 다양한 항성종족 파라미터를 결정하는데 매우 중요한 역할을 한다. 등연령곡선은 항성종족의 특성에 따라 다른 형태를 보인다. 등연령곡선의 형태를 좌우하는데 가장 중요한 요인은 중원소함량, 나이, 그리고 헬륨함량이다.

그림 1. 센타우루스자리오메가 관측 결과와 항성종족 파라미터 결정을 위한 등연령곡선 근사결과.(출처: )

목차

항성의 내부구조를 결정하는 방정식을 바탕으로 주어진 항성의 질량에 따라 H-R도(색등급도) 상에서 시간에 따라 진화하는 경로를 나타내는 것을 진화트랙이라고 말한다. H-R도 상에 다양한 질량의 진화트랙을 놓고 동일한 시간에서의 위치를 연결하면 등연령곡선을 구해낼 수 있다. 진화트랙은 일반적으로 전주계열성의 진화단계부터 나타내지만 등연령곡선의 경우는 수소연소가 시작되는 영년주계열 이후의 다양한 질량의 별의 진화양상을 시간별로 추적한다. 그림2a는 중원소함량과 헬륨함량이 동일한 다양한 질량의 별들의 진화를 나타내는 진화트랙들이다. 그림 내 표시된 점들은 영년주계열이후 동일한 시점을 나타내는 점들이며 그 점들을 이은 선이 그림 2b의 등연령곡선이다.

그림 2. a. 각기 다른 질량의 별들이 H-R도(색등급도) 상에서 진화하는 경로. 동일한 모양의 점들은 동일한 나이에서 별들의 위치를 나타낸다. b. 동일한 시간에서 질량이 다른 별들의 위치를 이은 등연령곡선. a의 진화트랙을 2, 14, 120 억년에서 연결한 선을 표시하였다.(출처:정철/천문학회)

동일한 성질을 갖는 항성종족의 나이가 증가하게 되면 해당 나이에 주계열을 떠나는 별의 질량이 점차 줄어들게 된다. 따라서 나이가 증가할수록 주계열 전향점의 광도는 낮아지게 되고 그에 따라 준거성단계의 길이도 줄어들게 된다. 이러한 등연령곡선의 성질을 바탕으로 다양한 성단의 나이를 추정할 수 있다(그림 2b참조).

중원소함량은 등연령곡선의 형태를 좌우하는 매우 중요한 요소 중 하나이다. 중원소함량은 항성 내 에너지생성과 흡수계수의(opacity) 증감을 좌우하며 항성의 진화단계별로 증가된 원소에 의한 흡수계수의 영향이 달라진다. 일반적으로 온도가 높은 주계열전향점의 경우에는 전리 에너지가 높은 탄소, 질소, 산소와 같은 원소에 의한 흡수계수의 영향을 많이 받고 온도가 낮은 적색거성단계에서는 전리 에너지가 낮은 철 같은 원소에 크게 좌우된다. 그림 3a는 중원소함량의 변화에 따라 달라지는 등연령곡선의 형태를 나타낸다. 중원소함량이 높아질수록 적색거성 단계에서의 기울기가 완만해 지는 것을 관찰할 수 있다.

그림 3. a. 중원소함량이 각각 다른 등연령곡선. 태양중원소함량의 1/2, 1/20, 1/200인 성단의2, 14, 120 억년에서의 등연령곡선을 나타낸다. b. 동일한 중원소함량에서 초기 헬륨 량이 다른 등연령곡선. 초기 헬륨의 질량비율이 각각 0.23, 0.33, 0.43으로 다른 성단의 등연령곡선을 나타낸다.(출처:정철/천문학회)

별이 헬륨함량이 증가된 상태로 형성이 되면 증가된 항성내부의 평균분자량 때문에 중심부근 압력은 낮아지게 되고 강한 수축과 함께 중심온도의 상승을 불러오게 된다. 결과적으로 헬륨함량이 증가된 별은 진화속도가 매우 빨라지게 되며 동일한 나이에서 주계열 전향점의 광도는 낮아지게 된다(그림 3b). 하지만 헬륨함량이 낮은 별과 비교했을 때 동일한 질량에서는 온도와 광도가 증가하는 특징을 갖는다.