08 별의 특성

별의 물리량

(1) 분광 관측

① 분광 관측의 역사

• 17세기에 뉴턴은 프리즘을 통과한 햇빛이 무지개처럼 여러 색으로 나누어지는 것을 발견하고, 이를 스펙트럼이라고 불렀다.
• 1814년 프라운호퍼는 태양의 스펙트럼에서 570개 이상의 검은 흡수선을 발견하였다.
• 19세기에 허긴스는 별의 스펙트럼을 분석한 결과 별이 나트륨, 칼슘, 철, 수소 등의 원소로 이루어져 있는 것을 발견하였으며, 1864년에는 성운의 스펙트럼을 분석하였다.
• 20세기 초 피커링과 캐넌은 별의 스펙트럼에 나타나는 수소 흡수선의 종류와 세기에 따라 별을 A, B, C, …, P형의 16가지로 구분하였다. 그 후 흡수선의 세기가 별의 표면 온도와 관련이 있음을 알고, 표면 온도에 따라 나타나는 흡수선의 종류와 세기를 기준으로 O, B, A, F, G, K, M형의 7가지로 분광형을 분류하였다.
• 1943년 모건과 키넌은 별의 스펙트럼에 나타난 흡수선의 선폭을 분석하여 분광형과 광도계급을 고려한 별의 분류법인 M－K 분류법(여키스 분광 분류법)을 고안하였다.

② 스펙트럼의 종류

• 연속 스펙트럼: 넓은 파장 범위에 걸쳐 연속적으로 나타나는 색의 띠를 연속 스펙트럼이라고 한다. 백열등 빛을 프리즘에 통과시키면 무지개 색깔의 연속적인 색의 띠를 관찰할 수 있다.

• 흡수 스펙트럼: 연속 스펙트럼이 나타나는 빛을 온도가 낮은 기체에 통과시키면 연속 스펙트럼 위에 검은색 선(흡수선)들이 나타나는데, 이를 흡수 스펙트럼이라고 한다. 별의 대기에 존재하는 기체가 별이 방출하는 빛 중에서 특정 파장의 빛을 흡수할 때 흡수 스펙트럼이 나타난다.
• 방출 스펙트럼: 기체가 고온으로 가열될 때 불연속적인 파장의 빛이 방출되는데, 특정 파장에 해당하는 빛의 밝은 선(방출선)이 나타나는 스펙트럼을 방출 스펙트럼이라고 한다.

(2) 별의 표면 온도

① 흑체 복사: 입사하는 모든 복사 에너지를 흡수하고, 흡수한 복사 에너지를 모두 방출하는 이상적인 물체를 흑체라고 한다.

• 플랑크 곡선: 흑체가 방출하는 파장에 따른 복사에너지 세기를 나타낸 곡선이다.

빈의 변위 법칙: 흑체가 최대 복사 에너지를 방출하는 파장(λmax)은 표면 온도(T)가 높을수록 짧아진다.

λmax=a/T (a=2.898 × 10³μm·K)

• 별의 색과 표면 온도: 별은 거의 흑체와 같이 복사하므로, 별의 표면 온도가 높을수록 최대 복사 에너지를 방출하는 파장이 짧아 파란색을 띠고, 표면 온도가 낮을수록 최대 복사 에너지를 방출하는 파장이 길어 붉은색을 띤다.

② 색지수와 표면 온도: 색지수는 별의 표면 온도를 나타내는 척도로 사용되며, U, B, V 필터로 정해지는 겉보기 등급의 차를 이용한다.

• U, B, V 필터: 별의 등급과 색을 측정하기 위해 보통 U(Ultraviolet), B(Blue), V(Visual) 세 종류의 필터를 사용하는데, U, B, V 필터는 각각 0.36μm, 0.44μm, 0.54μm 부근 파장의 빛만을 통과시킨다. 이들 필터로 정해지는 겉보기 등급을 각각 U, B, V 등급이라고 하며, 보통 (B-V)를 색지수로 활용한다.
• 색지수와 표면 온도: 표면 온도가 높은 별은 파장이 짧은 자외선과 파란색 부근에서 에너지를 많이 방출하므로 B 등급이 작지만, 파장이 긴 붉은색 부근에서는 에너지를 적게 방출하므로 V 등급이 크다. 즉, 별의 표면 온도가 높을수록 색지수(B－V)는 작아지고, 별의 표면 온도가 낮을수록 색지수(B-V)는 커진다.

③ 분광형과 표면 온도: 별의 대기에 존재하는 원소들은 별의 표면 온도에 따라 이온화되는 정도가 다르기 때문에 각각 가능한 이온화 단계에서 특정 흡수선을 형성하므로, 흡수 스펙트럼선의 종류와 세기는 별의 표면 온도에 따라 달라진다.

• 분광형: 별의 표면 온도에 따라 스펙트럼을 O, B, A, F, G, K, M형의 7개로 분류하며, 각각의 분광형은 다시 고온의 0에서 저온의 9까지 10등급으로 세분한다. O형 별은 표면 온도가 가장 높고 파란색을 띠며, M형 별로 갈수록 표면 온도가 낮아지고 붉은색을 띤다.
• 별의 표면 온도에 따라 원소가 이온화되는 정도가 다르고, 각각 가능한 이온화 단계에서 특정한 흡수선을 형성하기 때문에 별빛의 스펙트럼에는 별마다 다양한 흡수선이 나타난다.
• 표면 온도가 높은 O형, B형 별에서는 이온화된 헬륨(HeⅡ)이나 중성 헬륨(HeⅠ)에 의한 흡수선이, 표면 온도가 낮은 K형, M형 별에서는 금속 원소와 분자에 의한 흡수선이 강하게 나타나며, 표면 온도가 약 10000K인 A형 별에서는 중성 수소(HⅠ)에 의한 흡수선이 강하게 나타난다.

• 태양은 표면 온도가 약 5800 K인 노란색 별로, 이온화된 칼슘(Ca Ⅱ) 흡수선이 가장 강하게 나타나며, 분광형은 G 2형이다.

(3) 별의 광도와 크기

① 슈테판·볼츠만 법칙: 흑체가 단위 시간에 단위 면적당 방출하는 에너지양(E)은 표면 온도(T)의 4제곱에 비례한다.

E=σT⁴(σ=5.670 × 10^-8W·m^-2·K^-4)

② 별의 광도

• 별이 단위 시간 동안 방출하는 에너지의 양을 광도(L)라고 한다.
• 반지름이 R인 별의 광도는 별의 표면적과 별이 단위 시간 동안 단위 면적에서 내보내는 에너지양을 곱하여 얻을 수 있다. ⇨ L=4πR²·σT⁴

③ 별의 반지름: 별의 스펙트럼을 분석하여 표면 온도(T)를 알아내고, 별의 절대 등급을 이용하여 별의 광도(L)를 알아내면 별의 반지름(R)을 구할 수 있다.

(4) 별의 광도 계급

① 여키스 천문대의 모건과 키넌은 분광형이 같더라도 별의 반지름이 클수록 스펙트럼 흡수선의 선 폭이 좁아지는 것을 발견하고, 새로운 별의 분류법을 고안하였다.

② 같은 분광형을 가지는 별들의 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 선 폭을 비교하여 별의 크기를 알 수 있고, 이를 이용하여 광도를 결정할 수 있다. 이와 같은 방법을 이용하면 같은 분광형을 가진 별들을 광도에 따라 분류할 수 있는데, 이를 광도 계급(luminosity class)이라고 한다.

③ 별의 광도는 표면 온도와 반지름에 의해 결정되므로, 분광형이 같더라도 별의 광도가 다를수 있다. 별들의 분광형과 절대 등급을 다음 그림과 같이 2차원으로 나타내면 별의 표면 온도, 광도, 반지름을 동시에 비교할 수 있다.

④ 광도 계급은 별을 Ⅰ~Ⅵ(백색 왜성을 포함하면 Ⅰ~Ⅶ)으로 분류하며, 분광형이 같을 때 광도 계급의 숫자가 클수록 별의 반지름과 광도가 작아진다.

⑤ 태양은 표면 온도가 약 5800K이고 주계열성에 해당하므로, 태양의 분광형과 광도 계급은G2Ⅴ이다.

 

H－R도와 별의 종류

(1) H－R도: 20세기 초 덴마크의 헤르츠스프룽은 별의 분광형과 절대 등급의 관계를 알아보기 위해 그래프를 만들었다. 비슷한 시기에 미국의 천문학자 러셀도 별의 표면 온도(분광형)와 광도(절대 등급) 사이의 관계를 그래프로 그려 분석하였다. 가로축을 별의 분광형(또는 표면 온도), 세로축을 별의 절대 등급(또는 광도)으로 하였으며, 별의 표면 온도, 광도, 반지름과 같은 물리적인 특성을 파악하기 쉽다. 이 그래프를 두 천문학자 이름의 첫 글자를 따서H－R도라고 한다.

(2) 별의 종류

① 주계열성: H－R도의 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 대각선을 따라 분포하는 별들로, 모든 별의 약 80~90%가 주계열성에 속한다.  왼쪽 위에 분포할수록 표면 온도가 높고 광도가 크며 반지름과 질량이 크고, 오른쪽 아래에 분포할수록 표면 온도가 낮고 광도가 작으며 반지름과질량이 작다. 예) 태양, 스피카, 시리우스 A

② 거성: 주계열의 오른쪽 위에 분포하는 별들로 대체로 붉은색을 띤다. 표면 온도는 낮으나 반지름이 매우 커서 광도가 크다. 반지름은 태양의 10배~100배이며, 광도는 태양의 10배~1000배이다. 예) 알데바란 A, 아르크투루스

③ 초거성: H－R도에서 거성보다 더 위쪽에 분포하는 별들로, 반지름이 태양의 수백 배~1000배 이상인 초대형 별이다. 광도는 태양의 수만 배~수십만 배로 매우 크지만, 평균 밀도가 매우 작다.  베텔게우스, 안타레스

④ 백색 왜성: H－R도의 왼쪽 아래에 분포하는 별들로, 표면 온도가 높지만 반지름이 매우 작아 어둡게 보이며, 평균 밀도는 태양의 100만 배 정도로 매우 크다. 예) 시리우스 B

 

별의 진화

(1) 원시별에서 주계열성 전까지

① 별은 밀도가 크고 온도가 낮은 성운에서 탄생한다. 거대한 성운이 회전하면서 수축하면 성운의 밀도가 점점 커지면서 원반이 형성되며, 성운의 중심부에서는 중력 수축에 의해 온도가 높아지고 밀도가 커져 원시별이 생성된다.

② 원시별이 중력 수축하여 내부 온도가 높아지고, 표면 온도가 약 1000K에 이르면 가시광선을 방출하기 시작한다.

③ 원시별이 중력 수축을 계속하여 중심부 온도가 약 1000 만K이 되면, 중심부에서 수소 핵융합 반응이 일어나는 주계열성이 된다.  질량이 큰 원시별은 대체로 H－R도의 오른쪽에서 왼쪽으로 수평 방향으로 진화하여 주계열성이 되고, 질량이 작은 원시별은 대체로 H－R도의 위쪽에서 아래쪽으로 수직 방향으로 진화하여 주계열성이 된다.

④ 질량이 클수록 중력 수축이 빠르게 일어나 주계열성에 빨리 도달한다.

(2) 주계열 단계

① 원시별의 중심부 온도가 약 1000만 K에 이르면 별의 중심부에서 수소 핵융합 반응이 일어나 에너지를 생성한다.

② 수소 핵융합 반응에 의해 별의 내부 온도가 상승하여 기체 압력이 커지면 별의 중력과 기체 압력 차에 의한 힘이 평형을 이루는 정역학 평형 상태에 도달하고, 별의 반지름은 거의 일정하게 유지된다.

③ 별의 일생 중 약 90%를 머무르는 가장 안정적인 단계로, 관측되는 별 중에서는 주계열성이 가장 많다. 질량이 큰 별일수록 중심부의 온도가 높아 수소 핵융합 반응이 빠르게 일어나 수소를 빨리 소비하기 때문에 별이 주계열 단계에 머무르는 기간이 짧아진다.

④ 주계열성의 질량–광도 관계: 주계열성은 질량이 큰 별일수록 광도가 크다. ⇨ 주계열성의 겉보기 등급을 관측하고 별까지의 거리를 이용하여 절대 등급을 구하면, 질량–광도 관계를 이용하여 별의 질량을 간접적으로 구할 수 있다.

⑤ 주계열성의 질량–반지름 관계: 주계열성의 경우 질량이 큰 별일수록 반지름이 크다.

(3) 거성, 초거성 단계

① 별의 중심핵에서 핵융합 반응에 사용되는 수소가 고갈되면 별은 주계열 단계를 벗어난다. 중심부에서 수소 핵융합 반응이 멈추면 별의 중력과 평형을 이루던 기체 압력 차에 의한 힘이 감소하여 중심부는 수축한다.

② 중심부가 수축할 때 발생한 열에너지에 의해 중심부 바로 바깥쪽에서 수소 핵융합 반응이 일어나고, 이때 발생한 열에너지에 의해 별의 바깥층이 팽창하면서 별의 크기가 커진다.

③ 별의 크기가 커지면서 광도가 급격히 커지지만 표면 온도가 낮아져 붉은색으로 보이는데,이러한 특징을 가진 별을 적색 거성, 적색 초거성이라고 한다.

④ 질량이 태양과 비슷한 별이 주계열 단계를 떠나면 적색 거성으로 진화하고, 질량이 태양보다 매우 큰 별이 주계열 단계를 떠나면 적색 거성보다 반지름과 광도가 크게 증가하여 반지름은 태양의 수백 배 이상, 광도는 태양의 수만 배~수십만 배인 적색 초거성이 되고, H–R도의 오른쪽 맨 위쪽으로 이동한다.

(4) 별의 종말

① 질량이 태양과 비슷한 별의 진화

• 거성 단계 이후 중심부는 계속 수축하고, 별의 바깥층은 정역학 평형 상태를 이루기 위해 수축과 팽창을 반복하여 반지름과 표면 온도, 광도가 주기적으로 변하는 맥동 변광성 단계를 거친다.
• 맥동 변광성 단계 이후, 별의 바깥층 물질이 우주 공간으로 방출되어 행성상 성운이 만들어지며, 별의 중심부는 더욱 수축하여 크기는 매우 작고 밀도가 큰 백색 왜성이 된다.

② 질량이 매우 큰 별의 진화

• 별 중심부에서 계속적인 핵융합 반응이 일어나 탄소, 규소, 철 등의 무거운 원소가 만들어진다. 중심부에서 핵융합 반응이 멈추면 별은 빠르게 중력 수축하다가 결국 엄청난 에너지와 무거운 원소를 우주 공간으로 방출하는 초신성 폭발을 일으킨다.
• 초신성 폭발 이후 중심부는 더욱 수축하여 밀도가 매우 큰 중성자별이 생성된다. 별의 중심부 질량이 더욱 큰 경우에는 밀도와 표면 중력이 너무 커서 빛조차 빠져나올 수 없는 블랙홀이 생성된다.
• 초신성 폭발이 일어날 때 금, 은, 우라늄 등 철보다 무거운 원소들이 생성되며, 초신성 폭발 당시 우주 공간으로 방출된 물질들은 초기의 성간 물질과 함께 성운의 일부가 되고, 이 성운에서 다시 새로운 별이 탄생한다.

 

별의 에너지원과 내부 구조

(1) 원시별의 에너지원

① 원시별에서는 별의 중력이 기체 압력 차에 의한 힘보다 크므로 정역학 평형 상태를 이루지 못하고 중력 수축이 일어나 크기가 작아진다.

② 중력 수축 에너지: 별의 구성 물질이 중력에 의해 수축될 때 위치 에너지의 감소로 생성되는 에너지이다.

③ 중력 수축 에너지의 역할: 중력 수축 에너지는 별의 탄생이나 진화 과정에서 내부 온도를 높이는 역할을 한다. 반지름이 R₀인 원시 성운이 중력 수축하여 반지름이 R인 별이 될 때, 중력 수축에 의해 감소한 위치 에너지 중 일부가 복사 에너지로 전환된다.

(2) 주계열성의 에너지원

① 태양이 원시 성운에서 중력 수축에 의해 현재의 크기로 작아질 때까지 방출하는 에너지양은 현재의 태양 광도와 비교했을 때 약 1500만 년 동안 방출한 양에 해당한다. 따라서 중력 수축에 의한 에너지만으로는 나이가 약 46억 년인 태양이 방출하는 에너지의 양을 설명할 수 없다.

② 수소 핵융합 반응: 온도가 1000만 K 이상인 주계열성의 중심부에서는 수소 핵융합 반응에의해 에너지가 생성된다.

• 4개의 수소 원자핵이 융합하여 만들어진 헬륨 원자핵 1개의 질량은 4개의 수소 원자핵을 합한 질량에 비해 약 0.7% 작으므로 수소 핵융합 과정에서 질량 결손이 발생한다. 이 질량 결손(Δm)은 아인슈타인의 질량·에너지 등가 원리에 따라 에너지(E)로 전환된다.

• 수소 핵융합 반응에는 양성자·양성자 반응(p－p 반응)과 탄소·질소·산소 순환 반응(CNO 순환 반응)이 있다.
• 양성자·양성자 반응(p－p 반응)은 수소 원자핵 6개가 여러 반응 단계를 거치는 동안 헬륨 원자핵 1개와 수소 원자핵 2개로 바뀌면서 에너지를 생성하는 과정이다.
• 탄소·질소·산소 순환 반응(CNO 순환 반응)은 4개의 수소 원자핵이 1개의 헬륨 원자핵으로 바뀌면서 에너지를 생성하는 과정에서 탄소, 질소, 산소가 촉매 역할을 한다.

• 중심부 온도가 1800만 K 이하인 주계열 하단부의 별은 양성자·양성자 반응(p－p 반응)이 우세하고, 중심부 온도가 1800만 K 이상인 주계열 상단부의 별은 탄소·질소·산소 순환반응(CNO 순환 반응)이 우세하게 일어난다. 태양의 경우 중심부 온도가 약 1500만 K이므로 양성자·양성자 반응(p－p 반응)이 우세하게 일어난다.

• 탄소·질소·산소 순환 반응(CNO 순환 반응)은 중심부 온도가 높을 때 양성자·양성자 반응(p－p 반응)에 비해 시간당 많은 양의 에너지를 생성하므로, 탄소·질소·산소 순환 반응(CNO 순환 반응)이 우세하게 일어날수록 별은 밝고, 주계열 단계에서 머무르는 시간이 짧다.

(3) 적색 거성과 초거성의 에너지원

① 헬륨 핵융합 반응: 온도가 1억 K 이상인 적색 거성의 중심부에서는 3개의 헬륨 원자핵이 융합하여 1개의 탄소 원자핵을 만드는 헬륨 핵융합 반응이 일어난다.

② 더 무거운 원소의 핵융합 반응: 질량이 큰 별은 중력 수축에 의해 중심부의 온도가 더 높아지기 때문에 헬륨보다 더 무거운 원소들의 핵융합 반응이 일어난다. ⇨ 별은 질량에 따라 중심부의 온도가 달라지므로 핵융합 반응이 진행되는 정도는 별의 질량에 따라 결정된다. 별의 질량이 클수록 중심부에서는 헬륨 이후에 탄소, 산소, 네온, 마그네슘, 규소 등의 핵융합 반응이 순차적으로 일어날 수 있다. 핵융합 반응으로 만들어지는 마지막 원소는 철(Fe)이다.

(4) 별의 내부 구조

① 주계열성

• 주계열성은 중력과 기체 압력 차에 의한 힘이 평형을 이루는 정역학 평형 상태에 있으므로수축이나 팽창을 하지 않고 크기가 거의 일정하게 유지된다.

• 주계열성의 내부는 중심핵처럼 에너지를 생성하는 영역과 생성된 에너지를 표면으로 전달하는 부분으로 나눌 수 있다.
• 별의 중심핵에서 생성된 에너지는 주로 복사와 대류를 통해 별의 표면으로 전달된다. 이중 대류는 온도 차가 클 때 에너지를 효과적으로 전달하는 방법이다. 복사를 통해 에너지를 전달하는 영역을 복사층, 대류를 통해 에너지를 전달하는 영역을 대류층이라고 한다.
• 질량이 태양 정도인 주계열성은 수소 핵융합 반응이 일어나는 중심핵을 복사층과 대류층이 차례로 둘러싸고 있다.
• 질량이 태양 질량의 약 2배보다 큰 주계열성은 중심부의 온도가 매우 높기 때문에 중심부에 대류가 일어나는 대류핵이 나타나고, 바깥쪽에 복사층이 나타난다.

② 주계열 단계 이후 별의 내부 구조

• 질량이 태양 정도인 별: 주계열성 내부에서 수소 핵융합 반응이 끝나면 중심에 헬륨핵이 생성되고, 헬륨핵의 중력 수축으로 발생한 에너지가 중심부 외곽에 공급되어 헬륨핵 외곽(수소 껍질)에서 수소 핵융합 반응이 일어난다. 또한, 바깥층은 팽창하여 크기가 커지고 표면 온도는 낮아져 적색 거성이 된다. 중심부의 온도가 계속 상승하여 1억 K에 도달하면 헬륨 핵융합 반응이 일어나 탄소와 산소로 구성된 핵이 만들어진다. 질량이 태양 정도인 별은 중심에서 헬륨 핵융합 반응까지만 일어난다.

• 질량이 매우 큰 별: 질량이 매우 큰 별은 중심부의 온도가 매우 높기 때문에 더 높은 단계의 핵융합 반응이 일어나며, 최종적으로 철로 이루어진 중심핵이 만들어진다. 또한, 별의 내부는 중심으로 갈수록 더 무거운 원소로 이루어진 양파껍질 같은 구조를 이룬다. 별의 바깥층은 적색 거성보다 더 크게 팽창하여 적색 초거성이 된다.

참고자료: EBS 수능특강 지구과학1