주계열

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1. 개요
2. 주계열 연구의 역사
3. 주계열성의 탄생
4. 주계열성의 분류
5. 주계열성의 성질
- 5.1. 왜성 용어
- 5.2. 항성 매개변수
6. 주계열성의 내부 구조
7. 에너지 생산
8. 광도-색 변화
9. 주계열성의 수명
10. 진화 궤적
참조

1. 개요

주계열은 별의 진화 단계 중 하나로, 중심핵에서 수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하는 단계에 있는 항성들을 의미한다. 20세기 초 항성의 스펙트럼과 거리 정보 연구를 통해 주계열 개념이 정립되었으며, 헤르츠스프룽-러셀 도표(HR 도표)를 통해 별의 분류와 특성을 연구하는 데 중요한 역할을 했다. 주계열성은 분광형에 따라 O형부터 M형까지 분류되며, 질량에 따라 다양한 성질을 나타낸다. 주계열성은 질량에 따라 수명이 결정되며, 수소를 소진하면 적색 거성, 백색 왜성, 초신성 폭발 등 다양한 진화 경로를 거치게 된다.

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주계열
개요
HR 도표
설명	별의 색과 밝기를 나타내는 도표에서 연속적인 띠로 나타나는 별들의 집단
영어 명칭	main sequence star (주계열성), main sequence (주계열)
특징
질량 범위 (태양 질량 기준)	0.08 태양질량 ~ 100 태양질량
질량 상한	1.5 태양질량
질량 하한	0.4 태양질량
질량	0.08 태양질량 ~ 100~200 태양질량
수명	질량이 클수록 짧음
에너지 생성	핵융합 (주로 수소 핵융합)
위치	헤르츠슈프룽-러셀 도표 상에서 띠 형태
진화 단계	별의 일생에서 가장 안정적인 단계
질량 범위	0.08 태양질량 보다 크고 100~200 태양질량 보다 작음

2. 주계열 연구의 역사

20세기 초, 항성의 스펙트럼과 거리 정보가 풍부해지면서 항성 분류 및 특성 연구가 발전했다. 하버드 대학교 천문대의 애니 점프 캐넌과 에드워드 찰스 피커링은 하버드 분류법을 개발하여 1901년 《하버드 연감》에 게재했다.^[96]

1906년, 덴마크 천문학자 아이나르 헤르츠스프룽은 포츠담에서 가장 붉은 별들(하버드 분류법에서 K형, M형에 해당하는)을 태양보다 훨씬 밝은 별과 어두운 별, 두 가지로 나눌 수 있다는 것을 발견했다. 헤르츠스프룽은 이 두 무리를 구분하기 위해 "거성"과 "왜성"이라는 용어를 고안했다. 이듬해 헤르츠스프룽은 성단 연구를 시작했다. 성단은 많은 양의 별들이 한데 모여있기에 지구에서 그 별들까지의 거리가 근사적으로 같다고 상정할 수 있다. 그는 별의 색과 광도 사이의 관계를 그래프로 그렸고, 그 결과 하나의 연속적인 집합 형태가 매우 두드러지게 나타났다. 헤르츠스프룽은 이 형태를 "주계열"이라고 명명했다.^[97]

프린스턴 대학교에서 헨리 노리스 러셀은 항성의 스펙트럼 분류와 절대 등급 사이의 관계를 연구하여 왜성의 광도 예측 가능성을 보였다.^[27] 헤르츠스프룽이 관측한 붉은 별들 중, 왜성들은 러셀이 발견한 분광형-광도 관계를 따랐다. 하지만 거성들은 왜성들보다 훨씬 밝았기에 같은 관계를 따르지 않았다. 러셀은 “거성들은 밀도가 낮거나 표면밝기가 클 것이고, 왜성들은 그 반대일 것”이라는 추측을 제기했다.^[98]

1933년, 벤그트 스트룀그렌은 광도-분광형 도표를 "헤르츠스프룽-러셀 도표"라고 부르자고 제안했다.^[99] 이 용어는 이 기법을 헤르츠스프룽과 러셀이 동시에 발전시켰음을 반영하는 것이다.^[97]

1930년대 항성 진화 모형이 개발되면서, 균일한 화학 조성을 가진 항성의 질량, 광도, 반지름 간의 상관관계가 밝혀졌다. (Vogt–Russell theorem|보그트-러셀 정리^영어)^[100]

1943년 윌리엄 윌슨 모건과 필립 칠드 키넌은 MK 분류법을 개발하여 항성을 스펙트럼형과 광도 등급으로 세분화했다. 하버드 분류법은 수소선의 세기에 따라 별들에게 서로 다른 글자들을 배정했는데(그때는 아직 스펙트럼과 온도 사이의 관계가 밝혀지기 전이었다), 항성의 온도에 따른 정렬을 한 뒤 중복되는 것들을 제거하고 나자 푸른색에서 붉은색으로, 즉 파장이 짧은 순서로 O, B, A, F, G, K, M이라는 분광형들이 정립되었다. 광도등급은 광도가 큰 것을 I로 시작해서 어두워지는 순으로 V까지 분류했다. 주계열 위의 항성들은 광도등급 V에 해당한다.^[104]

2018년, 허블 우주 망원경은 지구에서 90억 광년 떨어진 가장 먼 주계열성 "이카루스"를 발견했다.^[1]^[2]

3. 주계열성의 탄생

성간매질의 기체와 먼지로 이루어진 거대분자운이 진스 불안정성에 의해 붕괴되면 원시별이 형성된다. 원시별의 초기 조성은 수소 70%, 헬륨 28%, 나머지 그 외 원소들로 대체로 균질하다.^[102] 항성의 초기 질량은 분자운 속에서 원시별 주위의 환경에 의해 결정된다. 새로 형성된 항성의 질량 분포는 초기질량함수에 의해 경험적으로 기술된다.^[103] 이 최초의 질량 붕괴에서 전주계열성은 중력 수축으로 에너지를 형성한다. 수축이 계속되어 적절한 밀도에 도달하면, 중심부에서 수소를 헬륨으로 전환하는 발열성 핵융합 작용을 통한 에너지 생성이 시작된다.^[104]

수소 핵융합이 지배적인 에너지 생성 과정이 되고, 중력 수축으로 인한 초과 에너지가 사라지면,^[105] 항성은 헤르츠스프룽-러셀도표(HR도표)에서 "영년주계열"(zero age main sequence; ZAMS)이라고 하는 곡선 위에 위치하게 된다. 천문학자들은 이 단계를 "영년주계열"(ZAMS)이라고 부르기도 한다.^[106] ZAMS 곡선은 항성이 수소 핵융합을 시작하는 지점의 성질에 대한 컴퓨터 모델을 사용해 계산할 수 있다. 이 지점부터 항성의 밝기와 표면 온도는 나이를 먹음에 따라 점차 증가한다.^[107]

항성은 주계열의 처음 위치에 머물러 있다가, 유의미한 양의 수소가 중심핵에서 소모되면 광도가 크게 진화하기 시작한다. HR도표 상에서는 주계열의 오른쪽 위로 움직인다는 것이다. 즉, 주계열은 항성의 전체 수명에서 수소를 태우는 단계를 대표한다.^[104]

4. 주계열성의 분류

항성의 온도는 광구의 플라스마의 물리적 성질에 영향을 미쳐 분광형을 결정한다. 파장에 대한 함수로 나타나는 항성의 에너지 방출은 온도와 화학 조성 모두에 영향을 받는다. 이 에너지 분포에 대한 주요 지표는 색지수 $B-V$ 이다. 이것은 청색 대역( $B$ )과 황록색 대역( $V$ )에서 각각 측정한 별의 실시등급의 차이이다. 이 등급의 차이는 항성의 온도에 대한 정보를 제공한다.^[108]

20세기 초, 항성의 종류와 거리에 대한 정보가 더 쉽게 이용 가능해졌다. 항성의 스펙트럼은 독특한 특징을 보이는 것으로 나타났으며, 이를 통해 항성을 분류할 수 있게 되었다. 하버드 대학교 천문대의 애니 점프 캐넌과 에드워드 찰스 피커링은 1901년 하버드 연보에 발표된 항성 분류법인 하버드 분류 체계를 개발했다.

1943년 윌리엄 윌슨 모건과 필립 칠드 키넌이 개선된 항성 분류 체계를 발표했다. MK 분류는 하버드 분류를 기반으로 각 항성에 스펙트럼형과 광도 계급을 할당했다. 하버드 분류는 스펙트럼과 온도의 관계가 알려지기 전에 수소 스펙트럼 선의 강도에 따라 각 항성에 다른 문자를 할당하여 개발되었다. 온도 순으로 정렬하고 중복되는 계급을 제거하면, 항성의 스펙트럼형은 청색에서 적색으로 색깔이 변하는 온도 감소 순서로 O, B, A, F, G, K, M 순서를 따랐다. (이러한 항성 계급 순서를 암기하는 데 사용되는 일반적인 기억술은 "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"이다.) 광도 계급은 광도 감소 순서대로 I부터 V까지였다. 광도 계급 V의 항성은 주계열성에 속했다.

주계열성은 다음과 같은 종류로 나뉜다.

M형 (그리고 다소 적지만 K형)^[4] 주계열성은 일반적으로 적색왜성이라고 불린다.

5. 주계열성의 성질

헤르츠스프룽-러셀 도표에 있는 대부분의 항성은 주계열 곡선을 따라 위치한다. 항성의 항성분류와 광도는 핵에서 수소 핵융합을 일으키는 한, 적어도 제로 근사적으로는 그 항성의 질량에만 의존한다. 또한 그 상태는 거의 모든 항성이 "활동적인" 활동을 하는 기간 동안 지속된다.^[35] 따라서 HR도표에서는 주계열의 곡선이 뚜렷하게 나타난다.

항성의 온도는 항성의 광구에서 플라스마의 물리적 특징에 대한 영향을 통해 분광형을 결정한다. 파장의 함수로서 항성의 에너지 방사는 온도와 구성 모두에 영향을 받는다. 이 에너지 분포의 중요한 지표는 색지수 B-V이며, 이는 청색 필터(B)와 녹색~황색 필터(V)를 통해 측정된 항성의 등급 차이에서 계산된다. 이 등급의 차이로부터 항성의 온도가 측정된다.

20세기 초, 항성의 형과 거리에 대한 정보를 더 쉽게 알 수 있게 되었다. 항성의 스펙트럼은 독특한 특징을 지니는 것으로 나타났고, 그것을 바탕으로 항성을 분류하는 것이 가능해졌다. 하버드대학교 천문대의 애니 점프 캐넌과 에드워드 찰스 피커링은 현재 하버드 분류로 알려진 스펙트럼에 기반한 항성 분류법을 확립했고, 이는 『Harvard Annals』에서 1901년에 출판되었다.^[25]

포츠담에서는 1906년, 덴마크의 천문학자 아이너 허츠스프룽이 가장 붉은 계열의 항성(하버드 분류에서는 K와 M형으로 분류되는 것)은 두 개의 서로 다른 그룹으로 나눌 수 있다는 것을 알아챘다. 이들 항성은 태양보다 훨씬 밝거나, 혹은 훨씬 어두운 것 중 하나였다. 이들 그룹을 구분하기 위해, 허츠스프룽은 "거성"(giant stars)과 "왜성"(dwarf stars)이라고 불렀다. 이듬해, 그는 성단 연구를 시작했다. 성단에서는 거의 같은 거리에 많은 항성들이 모여 있다. 그는 성단 내 항성의 색지수와 광도를 나타낸 최초의 그림을 발표했다. 그 그림에서 항성은 현저하고 연속적인 계열을 형성하고 있었고, 그는 이것을 "주계열"이라고 명명했다.^[26]

프린스턴 대학교에서는 헨리 노리스 러셀이 유사한 연구를 계속하고 있었다. 그는 항성의 스펙트럼 분류와, 항성까지의 거리 보정을 적용한 실제 밝기, 즉 절대 등급 사이에 나타나는 관계에 대해 연구하고 있었다. 이 연구를 위해 그는 신뢰할 만한 정확도로 시차가 측정되어 있고, 그 대부분이 하버드 분류가 이루어져 있던 항성을 사용했다. 그는 이들 항성의 스펙트럼형과 절대 등급을 그래프에 나타냈을 때, 왜성이 명확한 관계를 따른다는 것을 발견했다. 이로써 왜성의 실제 밝기를 타당한 정확도로 예측하는 것이 가능해졌다.^[27]

허츠스프룽이 관측한 붉은 항성 중에서 왜성은 러셀이 발견한 스펙트럼과 광도의 관계를 따른다. 그러나 거성은 왜성보다 훨씬 밝고, 같은 관계를 따르지 않았다. 러셀은 "거성은 밀도가 낮거나 큰 표면 광도를 가지고 있을 것이고, 왜성에는 그 반대가 적용될 것이다"라고 주장했다.^[27] 또한 HR도표상의 곡선은 어두운 백색왜성은 매우 적게만 존재한다는 것도 보여주었다.^[27]

항성의 광도와 스펙트럼형을 나타낸 그림을 헤르츠스프룽-러셀 도표라고 부른 것은 벤트 스트룀그렌이며, 1933년이었다.^[28] 이 명칭은 20세기 초에 허츠스프룽과 러셀 양자가 각각 독립적으로 이 기술을 만들어낸 것을 반영하고 있다.^[26]

1930년대에 항성의 진화 모델이 발전함에 따라, 균일한 화학 조성을 가진 항성의 경우, 항성의 질량과 그 광도, 그리고 반지름 사이에 관계가 있다는 것이 알려지게 되었다. 즉, 질량과 조성이 알려져 있다면, 항성의 반지름과 광도를 유일하게 결정하는 해가 존재한다는 것을 의미한다. 이 관계는 하인리히 포크트와 러셀의 이름을 따서 명명된 로 알려져 있다.^[73] 이 정리에 의해, 항성의 화학 조성과 주계열상의 위치를 알고 있다면, 그 항성의 질량과 반지름도 알 수 있게 된다. 하지만 후년에, 균일하지 않은 조성을 가진 항성의 경우에는 이 정리가 다소 어긋나는 것이 밝혀지고 있다.^[29]

항성의 스펙트럼 분류의 개정된 체계는 윌리엄 윌슨 모건과 Philip Childs Keenan에 의해 1943년에 발표되었고,^[30] 이는 두 사람의 이니셜을 따서 "MK 분류"^[74]라고 불린다. MK 분류에서는 각 항성에 대해 하버드 분류에 기반한 스펙트럼형과 광도 계급을 할당한다. 하버드 분류에서는 스펙트럼과 온도의 관계가 알려지기 전에, 수소의 스펙트럼 선의 강도에 따라 다른 문자가 할당되었다. 이것을 항성의 온도 순으로 나열하고, 중복된 형을 제외한 결과, 온도가 높은 파란색에서 붉은색의 순서는 O, B, A, F, G, K, M이 되었다. 또한 MK 분류에서의 광도 계급은 밝은 순서대로 로마 숫자로 I부터 V까지가 할당되었다. 광도 계급에서 V에 속하는 것이 주계열에 속하는 항성이다.^[31]

5. 1. 왜성 용어

주계열성은 '왜성'이라고 불리기도 하지만, 이 용어는 과학적이라기보다 다소 역사적인 용어이며, 혼란을 일으킬 소지가 있다.^[109] 온도가 낮은 주계열성, 즉 적색왜성, 주황색왜성, 황색왜성들은 확실히 같은 색의 다른 별( 적색거성, 황색거성)들보다 크기가 작고 덜 밝다. 하지만 온도가 높은 청색 및 백색 별들의 경우, 주계열 위에 있는 소위 "왜성"들과 주계열을 벗어난 소위 "거성"들의 크기 및 밝기 차이가 그렇게 크지 않다. 그런 별들의 경우 스펙트럼선을 살펴 주계열에 있는지 아닌지를 보아 "왜성" 또는 "거성"을 구분한다. 하지만 그래도 청색 "왜성"들은 같은 색(즉 같은 온도)의 "거성"들과 크기 및 온도가 거의 같다는 점은 변함이 없다.^[109]

주계열성을 가리키는 말로 "왜성"이라는 용어를 사용하는 것은 또 다른 방향으로 혼란을 일으킬 수 있는데, 주계열성이 아닌 왜성들이 존재하기 때문이다. 예컨대 죽은 별의 찌꺼기인 백색왜성은 주계열성보다 훨씬 작아 크기가 대략 지구 정도이다.^[110]

5. 2. 항성 매개변수

항성을 이상적인 에너지 복사체인 흑체로 가정하면, 광도 (

L

)와 반지름 (

R

), 유효온도 (

T_{\rm eff}

) 사이에는 슈테판-볼츠만 법칙이 성립한다.^[111]

:

L = 4 \pi \sigma R^2 {T_{\rm eff}}^4

이때

\sigma

는 슈테판-볼츠만 상수이다. 헤르츠스프룽-러셀도표에서 별의 위치를 보면 광도를 알 수 있으므로, 이 법칙을 사용해 반지름을 계산할 수 있다.^[111]

항성의 질량, 반지름, 광도는 상호 연관되어 있으며, 각각의 값은 다음 세 가지 법칙을 통해 대략적으로 파악할 수 있다.

# 슈테판-볼츠만 법칙: 위에서 설명한 광도

L

과 반지름

R

, 표면온도

T_{\rm eff}

사이의 관계.

# 질량-광도 관계:

L \propto M^{3.5}

^[112]

# 질량-반지름 관계:

R \propto M^{0.7}

(상위 주계열),

R \propto M^{0.9}

(하위 주계열)^[113]

다음 표는 주계열성에 속하는 항성들의 전형적인 물리적 수치를 나타낸다. 광도 (L), 반지름 (R), 질량 (M)은 태양의 수치를 1로 기준한 값이다. 다만, 실제 수치는 아래에 기재된 값과 20~30퍼센트 정도 차이가 날 수 있다.^[114] 각 셀의 색은 항성 광구의 색을 근사하게 표현한 것으로, 이는 유효 온도의 함수 중 하나이다.

주계열성의 물리적 수치 도표^[115]
항성 분류	반지름 (R/)	질량 (M/)	광도 (L/)	온도 (K)	예시
항성 분류					예시
O3	15	65	700,000	50,000	HD 150136 A
O6	9	45	300,000	41,000	오리온자리 세타1 C
B0	7	10	20,000	26,000	오리온자리 피
B5	3.8	4.5	800	15,400	안드로메다자리 파이 A
A0	1.7	2.1	30	9,500	북쪽왕관자리 알파 A
A5	1.6	1.7	15	8,320	화가자리 베타
F0	1.3	1.45	5	7,200	처녀자리 감마
F5	1.15	1.2	2.5	6,430	양자리 에타
G0	1.05	1.03	1.26	6,000	머리털자리 베타
G2	1.00^[116]	1.00^[116]	1.00^[116]	5,860	태양, 센타우루스자리 알파 A
G5	0.93	0.92	0.85	5,770	테이블산자리 알파
G8	0.88	0.81	0.69	5,440	고래자리 타우
K0	0.85	0.77	0.40	5,250	뱀주인자리 70 A
K5	0.74	0.63	0.15	4,350	백조자리 61 A
M0	0.63	0.45	0.063	3,810	글리제 185
M5	0.25	0.17	0.0079	3,120	물병자리 EZ A
M9	0.15	0.09	0.0030	2,560	LP 944-020
L7	0.1	0.06	0.0008	1,900	DEN 1048-0024
T1	0.07	0.035	0.0005	1,450	인디언자리 EPS Ba
T6	0.03	0.02	0.0003	970	2MASS 0415-0935
T10	0.01	0.01	0.00005	580	CFBDSIR 1458+10

6. 주계열성의 내부 구조

중심핵과 표면(광구)의 온도 차이 때문에 에너지는 중심부에서 생산된 뒤 바깥쪽으로 흘러나간다. 에너지가 흘러나가는 방식에는 크게 복사와 대류 두 가지가 있다. 복사층에서는 에너지가 복사를 통해 전달되며, 대류층에 비해 상대적으로 안정되어 플라즈마가 섞이는 일은 거의 없다. 반대로 대류층에서는 플라즈마 덩어리가 뭉쳐서 에너지가 전달되며, 뜨거운 물질은 상승하고 차가운 물질은 가라앉는다. 대류는 복사보다 에너지를 전달하는 데 보다 효율적인 방법이지만, 온도 그래디언트가 가파를 경우에만 발생한다.^[117]^[124]

질량이 큰 별에서는 CNO 순환에 따른 에너지 생산 빈도가 온도에 매우 민감하기 때문에 융합 작용은 중심핵 부위에 대부분 쏠려 있다. 따라서 중심부에는 높은 온도 그래디언트가 형성되며, 이로 인해 대류 작용이 중심핵 부위에서 우세하게 된다.^[118] 핵 부위에서 물질이 섞이면서 중심핵 부분의 수소 연소 지대에서 헬륨은 제거되며, 주계열 단계 동안 더 많은 양의 수소가 태워질 수 있도록 만든다. 질량이 큰 별의 바깥쪽 부분은 에너지를 복사를 통해 전달하며, 대류 작용은 거의 없거나 아예 없다.^[117]

시리우스나 포말하우트 같은 A 분광형의 항성은 에너지를 복사 작용에 의해서만 전달한다.^[125] 태양처럼 중간 정도 질량 또는 질량이 작은 별들은 대류층에 비해 안정된 중심핵이 있으며, 대류층은 표면 근처에 존재한다. 대류층은 외부층을 잘 섞지만 항성 내부에 있는 수소를 소비하는 데는 그다지 효율적이지 못하다. 이로 인해 수소가 풍부한 외부층에 둘러싸인 헬륨이 풍부한 중심핵 지대가 형성된다. 반대로 차갑고 질량이 작은 적색 왜성과 같은 별들은 내부 전체가 대류층으로 이루어져 있다. 따라서 중심핵에서 생산된 헬륨은 항성 내부 전체에 대류 작용을 통해 골고루 섞여서 내부가 균일한 상태로 유지될 수 있게 하며, 별은 오랫동안 주계열 상태를 유지하게 된다.^[117]

7. 에너지 생산

주계열성은 중심핵에서 수소를 헬륨으로 핵융합하여 에너지를 생성한다. 중심핵의 온도와 밀도는 정역학적 평형 상태를 유지할 수 있을 정도로 높다.^[117] 이러한 평형 상태는 에너지 생성량이 줄어들면 중심핵이 압축되어 온도와 압력이 상승하고, 에너지 생성량이 늘어나면 항성이 팽창하여 압력이 줄어드는 방식으로 유지된다.

양성자-양성자 연쇄 반응, CNO 순환, 삼중 알파 과정이 각각 다른 온도에서 방출하는 에너지의 양을 나타낸 그래프이다. 태양의 경우 양성자-양성자 연쇄 반응이 가장 효율적인 에너지 생산 방법이다.

주계열성은 중심핵에서의 핵융합 방법에 따라 상위 주계열성과 하위 주계열성으로 나뉜다. 상위 주계열성은 CNO 순환을 통해 에너지를 생성하는데, 이 과정에서 탄소, 질소, 산소 원자가 중간 단계물로 사용된다.^[118] 하위 주계열성은 양성자-양성자 연쇄 반응을 통해 수소를 여러 단계에 걸쳐 직접 융합하여 헬륨을 만든다.^[118]

중심핵 온도가 1800만 K에 이르면 CNO 순환과 양성자-양성자 연쇄 반응 모두 효율적인 융합 방법이 된다. 이 온도는 1.5배인 항성에서 생성될 수 있다. 따라서 분광형 F형 및 그보다 차가운 별들은 하위 주계열성, 분광형 A형 및 그보다 뜨거운 별들은 상위 주계열성으로 분류된다.^[107] 태양(1)의 경우 CNO 순환으로 생성되는 에너지는 전체의 1.5%에 불과하다.^[119] 반면 1.8 태양질량 이상의 별들은 에너지의 거의 전체를 CNO 순환으로 생성한다.^[120]

주계열성의 질량 상한은 120~200 태양질량이다.^[121] 이보다 질량이 큰 별들은 안정을 유지할 수 있을 정도로 빨리 에너지를 복사하지 못하고, 넘치는 질량이 맥동의 형태로 방출된다.^[122] 주계열성의 질량 하한은 0.08 태양질량인데, 이보다 질량이 작으면 양성자-양성자 연쇄 반응이 일어날 수 없다.^[118] 이러한 천체는 갈색왜성으로 분류된다.^[123]

8. 광도-색 변화

항성의 중심부에 헬륨 재가 쌓이면 수소 양이 줄어 핵융합 빈도가 감소한다. 이를 보완하기 위해 핵의 온도와 압력이 서서히 증가하고, 이는 항성 전체의 융합 빈도를 증가시킨다. 그 결과, 항성은 시간이 지나면서 밝기와 반지름이 점차 커진다.^[107] 예를 들어 태양이 처음 태어났을 때 밝기는 지금의 70% 수준이었다.^[126] 항성이 나이를 먹으면서 광도가 증가하여 HR도표 상에서 위치가 변한다. 따라서 주계열은 하나의 선이 아니라 넓은 띠 형태로 나타나며, 이는 관측된 항성들이 다양한 진화 단계에 분포하기 때문이다.^[127]

HR도표 상에서 주계열이 넓은 띠로 나타나는 또 다른 이유는 항성까지 거리의 불확실성과 분해되지 않은 쌍성의 존재 때문이다. 그러나 완벽한 관측으로도 주계열은 퍼진 띠로 나타난다. 항성의 질량 외에도 화학적 조성, 진화 상태,^[128] 쌍성 간 상호작용,^[129] 빠른 자전,^[130] 자기장 등 다양한 요인이 HR도표 상 위치를 변화시키기 때문이다.^[131] 예를 들어 주계열 바로 아래 위치한 준왜성은 주계열성처럼 수소 핵융합을 하지만 금속 함량이 낮아 광도가 떨어진다.

HR도표 상에서 거의 수직인 불안정띠에는 세페이드 변광성으로 알려진 맥동 변광성들이 있다. 이들은 일정한 주기로 밝기가 변한다. 불안정띠는 주계열의 A형 및 F형(질량 1~2 )과 교차하며, 이 부분의 맥동변광성을 방패자리 델타형 변광성이라 부른다. 이 영역의 주계열성은 밝기 변화가 매우 작아 감지하기 어렵다.^[132] 세페우스자리 베타형 변광성과 같은 불안정한 주계열성은 이 불안정띠와 관련이 없다.

9. 주계열성의 수명

항성이 생성할 수 있는 에너지의 총량은 중심핵에서 소모할 수 있는 수소 연료의 양에 의해 제한된다. 평형 상태의 별은 핵에서 생성되는 에너지가 표면에서 방출되는 에너지와 같아야 한다. 광도는 단위 시간당 방출되는 에너지이므로, 별의 수명은 총 에너지를 광도로 나누어 대략적으로 추정할 수 있다.^[133]

질량이 태양의 0.5배() 이상인 별은 중심핵의 수소가 소진되면 팽창하여 적색거성이 되고, 이후 헬륨 핵융합을 통해 탄소를 만든다. 헬륨 핵융합은 수소 핵융합보다 단위 질량당 에너지 출력이 10분의 1 정도이고, 별의 광도는 증가한다.^[134] 따라서 헬륨 핵융합 단계는 주계열 단계보다 훨씬 짧다. 예를 들어, 태양의 수소 핵융합 시간은 약 120억 년, 헬륨 핵융합 시간은 약 1억 3천만 년이다.^[135] 지금까지 발견된 질량이 이상인 별들의 90%는 주계열에 있다.^[136]

평균적으로 주계열성은 경험적인 질량-광도 관계를 따르며,^[137] 광도( $L$ )는 질량( $M$ )의 3.5제곱에 비례한다. 이 관계는 질량이 0.1 ~ 50 인 주계열성에 적용된다.^[141]

핵융합 가능한 수소 연료의 양은 별의 총질량에 비례한다. 따라서 별의 수명은 태양의 진화 모형과 비교하여 추산할 수 있다. 태양의 주계열 수명은 약 10¹⁰ 년이므로,^[138]

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

이 성립한다. 여기서 $M$ 과 $L$ 은 별의 질량과 광도, $M_{\bigodot}$ 과 $L_\odot$ 은 태양의 질량과 광도, $\tau_{\rm MS}$ 는 별의 주계열 수명이다.

질량이 큰 별은 연료가 많지만, 질량이 증가함에 따라 광도가 커져서 수명은 오히려 줄어든다. 가장 질량이 큰 별은 주계열에 수백만 년 밖에 머물지 못하지만, 질량이 태양의 10분의 1 정도인 별은 1조 년 이상 주계열에 머물 수 있다.^[139]

이 그래프는 영년주계열성에 대하여 질량-광도 관계를 플롯한 것이다. 질량과 광도의 단위는 각각 태양질량, 태양광도이다.

정확한 질량-광도 관계는 에너지 전달 효율에 따라 결정된다. 불투명도가 높으면 단열 효과로 중심핵에 에너지가 많이 남아 별의 에너지 생산량이 적어도 된다. 반면 불투명도가 낮으면 에너지가 빠르게 탈출하여 더 많은 에너지를 생산해야 한다.^[140] 불투명도가 일정 이상 높아지면 대류를 통한 에너지 전달이 일어나 평형 유지 조건이 변한다.^[107]

질량이 큰 주계열성에서 불투명도는 전자산란에 의해 지배되며, 이는 온도 상승에 관계없이 거의 일정하여 광도는 질량의 제곱에만 비례해 증가한다.^[134] 질량이 10 이하인 별은 불투명도가 온도에 의존적이며, 광도는 질량의 네제곱에 비례한다.^[141] 질량이 매우 작은 별은 대기 분자도 불투명도에 영향을 미친다. 질량 이하의 별에서는 광도가 질량의 2.3제곱으로 변한다. 이러한 질량 대 광도 그래프는 오른쪽과 같으며, 이는 근사 결과이지만 질량-광도 관계는 별의 조성에 따라 크게 달라질 수 있다.^[103]

10. 진화 궤적

주계열성은 중심핵의 수소를 모두 소진하면 자체 중력으로 붕괴한다. 이하인 항성은,^[142] 중심핵의 수소 핵융합이 멈추면 바로 백색왜성이 될 것으로 예측되지만, 이 질량 범위의 항성은 주계열 수명이 현재 우주의 나이보다 길기 때문에 이러한 현상이 발생하기에 충분히 오래된 항성은 없다.

보다 크고 보다 작은 항성은, 헬륨핵을 둘러싼 수소가 연소하면서 수소껍질을 형성한다. 그 결과 별의 외피층이 팽창하고 온도가 뚝 떨어져 적색거성이 된다. 이때 별은 주계열을 이탈해 거성열에 진입하며, 별이 색등급도 위에서 이동하는 궤적을 진화궤적이라고 한다.

적색거성의 헬륨핵은 계속 붕괴하여 전자 축퇴압으로 유지되는 상태가 된다. 이상의 항성은,^[143] 중심핵의 온도가 높아져 삼중 알파 과정을 통해 헬륨을 탄소로 핵융합할 수 있게 된다.^[144]^[145] ~ 이상의 항성은 탄소보다 더 높은 원자번호의 원소들도 핵융합할 수 있다.^[146]^[147]

이상의 항성들은 핵융합이 계속된 결과 철까지 핵융합하고, 더는 핵융합을 할 수 없는 밀도가 매우 치밀한 중심핵을 형성한다. 그 중심핵은 중력 붕괴를 일으켜 바깥 층을 날려보내는데, 이것이 II형 초신성,^[94] Ib형 초신성, Ic형 초신성에 해당한다.

성단의 별들은 동시에 형성되었다고 가정하면, 그 별들 각각의 수명은 각 별의 질량에 따라 결정된다. 가장 무거운 별들이 주계열을 먼저 떠나 거성으로 진화하고, 질량이 그보다 작은 별들이 점차적으로 주계열을 떠난다. 그래서 별들이 주계열을 떠나서 꺾이는 지점이 색등급도상에 나타나게 되는데, 이 점을 전환점이라고 한다. 전환점 위에 떨어지는 별의 주계열 수명을 알아내면 성단의 나이를 추산할 수 있다.^[148]

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