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   Ⅴ항성
항성
  우주 공간에서 중력과 압력의 평형상태를 이루고(정역학적 평형) 스스로 빛을 내는 에너지원을 가진(핵융합에너지) 가스의 모임이 항성 (별)이다. 이들이 저마다 다른 특징을 지니고 있는 것이 아니라 어떤 특정한 물리량들을 기준으로 하여 일정하게 구분된다. 별을 구분할 수 있는 물리량들은 별의 나이, 등급, 질량, 반경, 표면 온도, 광도, 화학 조성 성분 등이며 이러한 물리량들은 관측과 관측을 바탕으로 하는 이론적인 방법 등을 통해 밝혀낼 수 있다.
 
별의 등급과 색지수
  우리가 실제로 밤하늘을 바라보았을 때, 수많은 별들이 내는 빛의 색이 서로 다르다는 것을 알 수 있는데, 이는 별들의 온도가 저마다 다르기 때문이다. 표면에서 높은 온도를 갖고 있는 별일수록 푸르거나 흰 색의 빛을 내고, 반대인 경우에는 노란 색이나 붉은 색의 빛을 낸다. 별의 색에 대한 기준을 일정한 두 파장대에서 나오는 빛의 등급(세기) 차이로 정의하며, 이를 색지수라고 한다. 이는 일정한 파장대에서만 반응을 하는 검출기를 사용함으로써 얻어질 수 있다. 대표적인 색 등급계는 UBV등급계이며 U는 자외선, B는 푸른색, 그리고 V는 가시광선 영역의 파장대를 의미한다.

별 전체에 걸쳐서 나오는 빛의 세기를 광도라고 정의한다. 별 빛의 세기를 등급체계로 나타내며 밝을수록 작은 수치의 등급을 가진다. 예를 들어 1등급의 별은 6등급의 별에비해 100 배 밝다. 별의 표면 온도와 반경, 그리고 광도 사이에는 일정한 관계식이 존재하는데 이를 슈테판-볼츠만 법칙이라고 하며, 별의 반경이 클수록 표면 온도가 높을수록 별의 광도는 밝아지게 된다. 이 때 반경에 따른 별의 크기가 클수록 왜성, 거성, 초거성으로 분류한다.

별 고유 밝기를 등급으로 나타내면 절대 등급이라고 하며, 관측되는 별의 밝기의 경우 겉보기 등급이라 부른다. 일반적으로 빛의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하여 어두어 진다. 따라서, 같은 광도의 별일지라도 멀리 떨어져있는 별일수록 어두워져 보이게 되며, 이를 거꾸로 이용하면 별까지의 거리를 알 수 있는 방법의 기초가 된다.
 
별의 스펙트럼과 분광형
  별은 아주 짧은 파장에서부터 아주 긴 파장까지의 다양한 빛을 내보내는데 이러한 다양한 파장대의 빛들을 스펙트럼이라고 한다. 이 빛들을 분석함으로써 우리는 별이 어떤 화학 조성 성분들, 즉 어떤 원소들로 이루어졌는지 알 수 있다. 빛이 별 표면을 지나가면서 특정한 분자, 원자, 이온들이 특정 파장의 빛들을 흡수하는 현상이 발생하는데, 이렇게 흡수당하는 빛에 해당하는 파장에서는 그렇지 않을 때보다 관측하는 빛의 양이 훨씬 더 적을 것이다. 스펙트럼 상의 선들(spectral lines)이 나타나는 이러한 원리를 이용하여 별이 어떤 화학 조성 성분으로 이루어져 있는지 알 수 있다. 또한 이 선들의 이동량을 측정하면, 별의 상대속도 도 결정할 수있다. 천문학자들은 이와 같은 스펙트럼 관측을 통하여 별들이 일정한 스펙트럼 형태(분광형)을 갖는다는 것을 알아내었으며, 이를 총 7 단계로 구분하였으며 각각의 단계는 알파벳 순으로 OBAFGKM이다. 처음 단계인 O에 가까운 별일수록 조기형의 별, 그리고 마지막 단계인 M에 가까운 별일수록 만기형의 별이라고 한다.
 
헤르츠스프룽-레셀도 (H-R도)
  헤르츠스프룽과 러셀은 관측한 별들의 분광형에 따른 절대등급을 2차원의 그림으로 나타내었는데, 이것이 바로 천문학에서 유명한 헤르츠스프룽-러셀도(H-R도)이다. 별의 분광형과 색이 밀접한 연관이 있다는 것을 고려하면, H-R도는 별의 색과 등급을 이용하여 나타낼 수도 있다. 태양 주위의 별들을 관측하여 얻은 H-R도로부터 천문학자들은 만기형의 별로 갈수록 별의 개수가 많아지고 별들이 그림에서 위치하는 지점이 일정한 모양을 이루고 있는 것을 알아내었으며, 조기형의 별로 갈수록 별의 개수가 현저하게 적어지는 것을 알아내었다. 이때 별들이 H-R도에서 위치하는 일정한 모양의 지점을 주계열이라고 한다.
 
별의 종족
  별들은 극단적인 두 개의 종족으로 분류할 수 있다. 천문학에서는 수소와 헬륨보다 무거운 원소들을 통틀어 금속이라고 부르는데, 이러한 금속이 풍부하고 별의 나이가 젊은 별들의 집단을 종족 I 이라고 구분하며, 이와 반대로 금속이 결핍되고 늙은 별들의 집단을 종족 II 라고 한다.
 
별의 집단
  천문학자들은 오랜 관측을 통하여 관측되는 별들의 대부분이 쌍성계 혹은 다중성계로 이루어져 있으며, 특히 많은 수의 별들이 성단을 이루고 있다. 성단은 거의 동일한 시기에 태어나 서로 중력을 미치고 있는 별들의 집단을 가리킨다. 이러한 성단은 별들이 모여 있지만 특징적인 형태 없이 분포해 있는 산개 성단과 구 형태의 밀집된 모습으로 별들이 모여 있는 구상 성단 두 가지로 분류된다. 성단 내의 모든 별까지의 거리가 같다는 가정을 한다면, 성단 내의 각각의 별들의 색과 겉보기 등급을 이용하여 H-R도를 그릴 수 있다. H-R도를 이용하여 산개 성단의 경우 대부분의 별들이 젊고 밝으며, 반대로 구상 성단의 경우 대부분의 별들이 나이가 많고 어두운 별들임을 알아내었다. 또한 성단보다 밀집한 형태는 아니지만 O 형과 B 형의 분광형 별들이 밀집해 있는 영역이 존재하는데 이를 OB 성협이라고 하며, 이곳에 존재하는 별들은 형성 된 지 얼마 안 되는 매우 젊은 천체들이다. 이렇듯이 관측 가능한 별들을 관측, 연구, 이해 함으로서 우리 은하의 구조와 역사를 이해하는 바탕이 된다.
 
문제
  1. 절대등급을 별이 100pc 거리에 있을 때의 등급이라고 정의하였을 때의 절대등급과 겉보기 등급과의 관계식을 구하시오.
2. 태양이 지구로부터 1pc 거리만큼 떨어져 있다고 가정한다면, 태양의 겉보기 등급은 현재 태양의 겉보기 등급보다 얼마나 더 커지겠는가.
3. 변광성은 일정한 주기로 광도가 변하는 별을 가리키는 말이다. 만약 이 변광성의 광도가 가장 클 때와 작을 때의 차이가 2배라면 등급의 차이는 얼마인지 계산하시오.
4. 겉보기 등급이 3.0과 5.0인 두 별로 이루어진 쌍성계의 합등급은 얼마인지 계산하시오.
5. 두 별 A, B의 V 등급은 6.0으로 관측되었는데, B등급은 각각 BA=5.5, BB=7.0으로 관측되었다. 두 별 중 어떤 별이 더 푸른 별인가. 표면 온도는 어떤 별이 더 높겠는가. 어떤 별이 만기형 별에 근접하겠는가.
6. 산개 성단은 주로 종족 I 의 별들로 그리고 구상 성단은 종족 II 의 별들로 이루어진 성단이다. 태양의 분광형 관측을 통하여 태양에서는 이온화된 칼슘의 스펙트럼이 강하게 나온다는 것을 알 수 있다. 이와는 반대로 금속함량이 많은 산개 성단의 별들에서는 이온화된 칼슘의 스펙트럼선이 거의 나오지 않는데 그 이유를 설명하시오.
7. 분광형이 O인 별과 분광형이 M인 두 별은 모두 수소에 의한 스펙트럼 선이 약하게 나타난다. 각각 그 이유를 설명하시오.
8. 질량이 큰 별들이 구상 성단의 H-R도에서 잘 관측되지 않는 이유를 설명하시오.
9. 성단의 H-R도를 그렸을 때, 주계열과 주계열을 벗어나는 부분이 만나는 곳을 전향점이라고 한다. 만약 전향점에 위치하는 별의 나이가 100억년이라고 하면, 그 구상성단의 나이는 얼마이고 그 이유는 무엇인지 설명하시오.
10. OB성협 내에 존재하는 수소는 어떤 상태로 존재하는지 설명하시오.
H-R도에 위치하고 있는 두 별이 있다. 만약 두 별이 동일한 표면온도를 가지고 있고 별 A가 별 B보다 100배 더 큰 광도를 지니고 있다면, 별 A의 반경은 별 B의 반경의 몇 배 이겠는가.