주계열

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램

분광형

영형

비

에이

에프

G

케이

중

엘

티

갈색 왜성

백색 왜성

적색 왜성

서브드워프

주계열
("난쟁이")

준거성

자이언츠

적색 거성

블루 자이언츠

밝은 거성들

초거성

적색 초거성

극대거성

절대
크기 (
M _V )

20세기 초, 별 의 종류와 거리에 대한 정보가 더 쉽게 입수되었습니다. 별의 스펙트럼 이 독특한 특징을 가지고 있다는 것이 밝혀졌고, 이를 통해 별을 분류할 수 있게 되었습니다. 하버드 대학교 천문대 의 애니 점프 캐넌 과 에드워드 찰스 피커링은 1901년 하버드 애널스 에 발표된 하버드 분류 체계(Harvard Classification Scheme) 로 알려진 분류 방법을 개발했습니다 . ^{[ 1 ]}

1906년 포츠담 에서 덴마크 천문학자 에이나르 헤르츠스프룽은 하버드 분류 체계에서 K와 M으로 분류되는 가장 붉은 별들을 두 개의 뚜렷한 그룹으로 나눌 수 있다는 것을 발견했습니다. 이 별들은 태양보다 훨씬 밝거나 훨씬 어둡습니다. 그는 이 두 그룹을 구분하기 위해 이 별들을 "거성"과 "왜성"이라고 불렀습니다. 이듬해 그는 거의 같은 거리에 함께 위치한 거대한 별들의 무리인 성단 을 연구하기 시작했습니다. 그는 이 별들에 대해 색 대 광도 그래프를 처음으로 발표했습니다 . 이 그래프는 눈에 띄고 연속적인 별들의 배열을 보여주었고, 그는 이를 주계열이라고 명명했습니다. ^{[ 2 ]}

프린스턴 대학교 에서 헨리 노리스 러셀은 비슷한 연구 과정을 밟고 있었습니다. 그는 별의 분광 분류와 거리에 따라 보정된 실제 밝기, 즉 절대 등급 간의 관계를 연구하고 있었습니다. 이를 위해 그는 신뢰할 수 있는 시차를 가진 별들을 사용했는데 , 그중 많은 별들은 하버드에서 분류되었습니다. 그는 이러한 별들의 분광형을 절대 등급에 대해 표시했을 때, 왜소별들이 뚜렷한 관계를 따른다는 것을 발견했습니다. 이를 통해 왜소별의 실제 밝기를 상당히 정확하게 예측할 수 있었습니다. ^{[ 3 ]}

헤르츠스프룽이 관측한 붉은 별들 중 왜소별도 러셀이 발견한 분광-광도 관계를 따랐습니다. 그러나 거성은 왜소별보다 훨씬 밝으므로 같은 관계를 따르지 않습니다. 러셀은 "거성은 밀도가 낮거나 표면 밝기가 높아야 하며, 왜성은 그 반대"라고 주장했습니다. 같은 곡선은 희미한 흰색 별이 매우 적다는 것도 보여주었습니다. ^{[ 3 ]}

1933년 Bengt Strömgren은 광도-분광 클래스 다이어그램을 나타내기 위해 Hertzsprung-Russell 다이어그램이라는 용어를 도입했습니다. ^{[ 4 ]} 이 이름은 세기 초에 Hertzsprung과 Russell이 이 기술을 병행하여 개발했음을 반영합니다. ^{[ 2 ]}

1930년대에 별의 진화 모델이 개발되면서, 같은 조성을 가진 별의 경우 질량이 광도와 반지름을 결정한다는 것이 밝혀졌습니다. 반대로, 별의 화학 조성과 주계열상의 위치를 ​​알면 별의 질량과 반지름을 추론할 수 있습니다. 이는 하인리히 포그트 와 헨리 노리스 러셀 의 이름을 따서 포그트-러셀 정리 로 알려지게 되었습니다 . 이후, 이 관계는 조성이 균일하지 않은 별의 경우 다소 깨지는 것으로 밝혀졌습니다. ^{[ 5 ]}

1943년 윌리엄 윌슨 모건 과 필립 차일즈 키넌 은 정교한 별 분류 체계를 발표했습니다 . ^{[ 6 ]} MK 분류는 하버드 분류법을 기반으로 각 별에 분광형과 광도 등급을 부여했습니다. 하버드 분류법은 스펙트럼과 온도 사이의 관계가 밝혀지기 전에 수소 분광선의 강도에 따라 각 별에 다른 문자를 부여하여 개발되었습니다. 온도 순으로 정렬하고 중복된 등급을 제거했을 때, 별의 분광형은 파란색에서 빨간색으로 온도가 낮아지는 순서대로 O, B, A, F, G, K, M 순서였습니다. (이 별 분류 순서를 기억하는 데 널리 사용되는 기억법은 "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"입니다.) 광도 등급은 광도가 낮아지는 순서대로 I에서 V까지였습니다. 광도 등급 V의 별은 주계열에 속했습니다. ^{[ 7 ]}

2018년 4월 천문학자들은 지구 로부터 90억 광년 떨어진 곳에서 이카루스 (공식 명칭 MACS J1149 Lensed Star 1 ) 로 명명된 가장 먼 "일반"(즉, 주계열) 별을 발견했다고 보고 했습니다 . ^{[ 8 ] [ 9 ]}

지역적 성간 물질 에서 거대한 가스와 먼지 분자 구름이 붕괴되어 원시별이 형성될 때 , 초기 구성은 전체적으로 균질하며 질량 기준으로 약 70%의 수소, 28%의 헬륨, 그리고 미량의 다른 원소로 구성됩니다. ^{[ 11 ]} 별의 초기 질량은 구름 내의 지역적 조건에 따라 달라집니다.(새로 형성된 별의 질량 분포는 초기 질량 함수 로 경험적으로 설명됩니다 .) ^{[ 12 ]} 초기 붕괴 동안 이 주계열 이전 별은 중력 수축을 통해 에너지를 생성합니다. 충분히 밀도가 높아지면 별은 수소를 헬륨으로 전환하고 발열 핵융합 과정을 통해 에너지를 방출하기 시작합니다 . ^{[ 7 ]}

수소 핵융합이 주요 에너지 생성 과정이 되고 중력 수축으로 얻은 초과 에너지가 소실되면 ^{[ 13 ]} 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표 (또는 HR 도표) 의 곡선을 따라 위치하게 되는데, 이를 표준 주계열이라고 합니다. 천문학자들은 이 단계를 "영시(zero-age) 주계열" 또는 ZAMS라고 부르기도 합니다. ^{[ 14 ] [ 15 ]} ZAMS 곡선은 별이 수소 융합을 시작하는 시점의 별 특성에 대한 컴퓨터 모델을 사용하여 계산할 수 있습니다. 이 시점부터 별의 밝기와 표면 온도는 일반적으로 나이가 들면서 증가합니다. ^{[ 16 ]}

별은 핵에 있는 상당량의 수소가 소모될 때까지 주계열의 초기 위치 근처에 머물다가 더 밝은 별로 진화하기 시작합니다. (HR 다이어그램에서 진화하는 별은 주계열의 위쪽 오른쪽으로 이동합니다.) 따라서 주계열은 별의 수명 중 주요 수소 연소 단계를 나타냅니다. ^{[ 7 ]}

주계열성은 다음과 같은 유형으로 구분됩니다.

• O형 주계열성
• B형 주계열성
• A형 주계열성
• F형 주계열성
• G형 주계열성
• K형 주계열성
• M형 주계열성

M형(그리고 다소 덜하지만 K형) ^{[ 17 ]} 주계열성은 일반적으로 적색 왜성 이라고 합니다 .

일반적인 HR 다이어그램에서 대부분의 별은 주계열 곡선을 따라 위치합니다. 이 선은 분광형 과 광도가 별 의 질량에만 의존하기 때문에 두드러집니다. 적어도 0차 근사값 까지는 별 이 중심핵에서 수소를 융합하는 한, 그리고 거의 모든 별이 "활동적인" 생애의 대부분을 수소 융합에 사용합니다. ^{[ 18 ]}

별의 온도는 광구 내 플라스마 의 물리적 특성에 미치는 영향을 통해 분광형을 결정합니다 . 파장에 따른 별의 에너지 방출은 온도와 구성 모두의 영향을 받습니다. 이 에너지 분포를 나타내는 주요 지표는 색 지수 B − V 로 , 필터를 사용하여 별의 청색( B )과 녹황색( V ) 등급을 측정합니다. ^{[ 주 1 ]} 이러한 등급 차이는 별의 온도를 측정하는 데 도움이 됩니다.

주계열성을 왜성이라고 부르지만, ^{[ 19 ] [ 20 ]} 이 용어는 부분적으로 역사적 배경을 가지고 있어 다소 혼란스러울 수 있습니다. 온도가 낮은 별의 경우, 적색 왜성 , 주황색 왜성 , 황색 왜성 과 같은 왜성은 실제로 같은 색의 다른 별들보다 훨씬 작고 어둡습니다. 그러나 온도가 높은 청백색 별의 경우, 주계열에 있는 소위 "왜성"과 그렇지 않은 소위 "거성" 사이의 크기와 밝기 차이가 더 작아집니다. 가장 뜨거운 별의 경우, 그 차이는 직접 관측할 수 없으며, 이러한 별의 경우 "왜성"과 "거성"이라는 용어는 별이 주계열에 있는지 없는지를 나타내는 분광선 의 차이를 나타냅니다 . 그럼에도 불구하고, 매우 뜨거운 주계열성은 그 온도의 "거성"과 크기와 밝기가 거의 같음에도 불구하고 여전히 왜성이라고 불리는 경우가 있습니다. ^{[ 21 ]}

주계열성을 의미하는 "왜성"이라는 용어는 주계열성이 아닌 왜성도 있기 때문에 다른 측면에서 혼란을 야기합니다. 예를 들어, 백색 왜성 은 별이 외층을 벗겨낸 후 남은 죽은 핵으로, 주계열성보다 훨씬 작아 지구 크기 정도입니다 . 백색 왜성은 많은 주계열성의 마지막 진화 단계를 나타냅니다. ^{[ 22 ]}

별을 흑체 라고 알려진 이상화된 에너지 복사체로 취급하면 광도 L 과 반경 R 은 슈테판-볼츠만 법칙 에 따라 유효 온도 T _eff 와 관련될 수 있습니다 .

${\디스플레이스타일 L=4\pi \시그마 R^{2}T_{\text{eff}}^{4}}$

여기서 σ 는 슈테판-볼츠만 상수 입니다 . HR 다이어그램에서 별의 위치는 대략적인 광도를 나타내므로 이 관계를 사용하여 반지름을 추정할 수 있습니다. ^{[ 23 ]}

별의 질량, 반지름, 광도는 서로 밀접하게 연결되어 있으며, 각각의 값은 세 가지 관계식으로 근사할 수 있습니다.첫째는 광도 L , 반지름 R , 표면 온도 T _{eff 를} 연관시키는 슈테판-볼츠만 법칙입니다 .둘째는 광도 L 과 질량 M 을 연관시키는 질량-광도 관계 입니다 .마지막으로, M 과 R 의 관계는 선형에 가깝습니다.M 과 R 의 비율은 M 의 2.5 배 에 대해 3배만 증가합니다 .이 관계는 별의 내부 온도 T _I 에 대략 비례하며, 매우 느린 증가는 핵에서 에너지 생성 속도 가 이 온도에 크게 의존하는 반면 질량-광도 관계에 맞아야 한다는 사실을 반영합니다.따라서 온도가 너무 높거나 너무 낮으면 별이 불안정해집니다.

더 나은 근사값은 단위 질량당 에너지 생성 속도인 ε = L / M을 취하는 것입니다 . ε는 T _I ¹⁵ 에 비례하며 여기서 T _I는 핵심 온도입니다. 이것은 CNO 순환을 나타내는 태양과 같은 질량 이상의 별에 적합하며 R ∝ M ^0.78에 더 잘 맞습니다 . ^{[ 24 ]}

아래 표는 주계열에 있는 별들의 일반적인 값을 보여줍니다. 광도 ( L ), 반지름 ( R ), 질량 ( M ) 값은 분광 분류가 G2V인 왜성인 태양을 기준으로 한 값입니다. 별의 실제 값은 아래 나열된 값과 최대 20~30%까지 다를 수 있습니다. ^{[ 25 ] [ 왜 그럴까요? ]}

모든 주계열성은 핵융합으로 에너지가 생성되는 핵 영역을 가지고 있습니다. 이 핵의 온도와 밀도는 별의 나머지 부분을 지탱할 에너지 생산을 유지하는 데 필요한 수준입니다. 에너지 생산이 감소하면 중첩되는 질량이 핵을 압축하여 더 높은 온도와 압력으로 인해 핵융합 속도가 증가합니다. 마찬가지로 에너지 생산이 증가하면 별이 팽창하여 핵의 압력이 낮아집니다. 따라서 별은 주계열 수명 동안 안정적인 정수압 평형 상태 의 자체 조절 시스템을 형성합니다. ^{[ 30 ]}

주계열성은 두 가지 유형의 수소 융합 과정을 사용하며, 각 유형의 에너지 생성 속도는 핵융합 영역의 온도에 따라 달라집니다. 천문학자들은 어느 융합 과정이 우세한지에 따라 주계열을 상부와 하부로 구분합니다. 하부 주계열에서는 주로 양성자-양성자 사슬 의 결과로 에너지가 생성되는데 , 이는 일련의 단계를 거쳐 수소를 직접 융합하여 헬륨을 생성합니다. ^{[ 31 ]} 상부 주계열의 별은 CNO 순환을 효율적으로 사용할 수 있을 만큼 충분히 높은 핵 온도를 가지고 있습니다 (차트 참조). 이 과정은 탄소 , 질소 , 산소 원자 를 수소를 헬륨으로 융합하는 과정에서 중간체로 사용합니다.

1,800만 켈빈 의 별 핵심 온도에서 PP 과정과 CNO 순환은 동등하게 효율적이며 각 유형은 별의 순 광도의 절반을 생성합니다. 이는 약 1.5  M☉ _인 별의 핵심 온도이므로 상위 주계열은 이 질량 이상의 별로 구성됩니다. 따라서 대략적으로 분광형 F 이하의 별은 하위 주계열에 속하고 A형 이하의 별은 상위 주계열에 속합니다. ^{[ 16 ]} 한 형태에서 다른 형태로의 1차 에너지 생성 전환은 단일 태양 질량 미만의 범위 차이에 걸쳐 있습니다. 1 태양 질량의 별인 태양에서 CNO 순환으로 생성되는 에너지는 1.5%에 불과합니다. ^{[ 32 ]} 이와 대조적으로 1.8  M☉ _이상의 별은 거의 모든 에너지를 CNO 순환을 통해 생성합니다. ^{[ 33 ]}

주계열성의 관측된 상한은 120–200  M☉ _입니다 . ^{[ 34 ]} 이 한계에 대한 이론적 설명은 이 질량 이상의 별은 안정을 유지할 만큼 빠르게 에너지를 방출할 수 없으므로 별이 안정 한계에 도달할 때까지 추가 질량이 일련의 맥동으로 방출된다는 것입니다. ^{[ 35 ]} 지속적인 양성자-양성자 핵융합의 하한은 약 0.08  M☉ 또는 목성 질량의 80배 입니다 . ^{[ 31 ]} 이 한계 아래에는 수소 융합을 유지할 수 없는 준별 천체인 갈색 왜성 ^이 있습니다 . _[ ^{36 ]}

핵과 표면 또는 광구 사이에 온도 차이가 있기 때문에 에너지는 외부로 전달됩니다. 이 에너지를 전달하는 두 가지 모드는 복사 와 대류 입니다 . 에너지가 복사에 의해 전달되는 복사대는 대류에 대해 안정적이며 플라스마의 혼합이 거의 없습니다. 반대로 대류대 에서는 에너지가 플라스마의 대량 이동에 의해 전달되며, 더 뜨거운 물질은 상승하고 더 차가운 물질은 하강합니다. 대류는 복사보다 에너지를 전달하는 데 더 효율적인 모드이지만 가파른 온도 기울기를 생성하는 조건에서만 발생합니다. ^{[ 30 ] [ 37 ]}

거대 별(10  M☉ 이상 ) 에서 ^{[ 38 ]} _{CNO 사이클 에} 의한 에너지 생성 속도는 온도에 매우 민감하므로 핵융합은 핵에 고도로 집중됩니다. 결과적으로 핵 영역에 높은 온도 기울기가 발생하여 더 효율적인 에너지 전달을 위한 대류 영역이 형성됩니다. ^{[ 31 ]} 핵 주변의 물질 혼합으로 인해 수소 연소 영역에서 헬륨 재가 제거되어 주계열 수명 동안 별의 수소를 더 많이 소모할 수 있습니다. 거대 별의 외곽 영역은 대류가 거의 또는 전혀 없이 복사를 통해 에너지를 전달합니다. ^{[ 30 ]}

시리우스 와 같은 중간 질량 별은 작은 핵 대류 영역을 가지며 주로 복사에 의해 에너지를 전달할 수 있습니다. ^{[ 39 ]} 태양과 같은 중간 크기의 저질량 별은 대류에 대해 안정적인 핵 영역을 가지고 있으며, 표면 근처에는 외층을 혼합하는 대류대가 있습니다.이로 인해 수소가 풍부한 외측 영역으로 둘러싸인 헬륨이 풍부한 핵이 꾸준히 축적됩니다.반대로 차갑고 매우 저질량 별(0.4  M☉ _미만 )은 전체적으로 대류합니다. ^{[ 12 ]} 따라서 핵에서 생성된 헬륨은 별 전체에 분포되어 비교적 균일한 대기와 비례하여 더 긴 주계열 수명을 생성합니다. ^{[ 30 ]}

주계열성의 핵에 비융합 헬륨이 축적됨에 따라 단위 질량당 수소 함량이 감소하여 해당 질량 내에서 핵융합 속도가 점진적으로 낮아집니다. 핵융합으로 공급되는 에너지가 핵의 압력을 유지하고 별의 상층부를 지탱하기 때문에 핵은 점차 압축됩니다. 이로 인해 수소가 풍부한 물질이 핵융합이 일어나기에 충분한 압력이 있는 깊이의 헬륨이 풍부한 핵 주위의 껍질로 들어갑니다. 이 껍질에서 나오는 높은 에너지는 별의 상층부를 더 멀리 밀어냅니다. 이로 인해 시간이 지남에 따라 별의 반경과 광도가 점진적으로 증가합니다. ^{[ 16 ]} 예를 들어, 초기 태양의 광도는 현재 값의 약 70%에 불과했습니다. ^{[ 40 ]} 별은 나이가 들면서 HR 다이어그램에서 위치가 바뀝니다. 이러한 진화는 다양한 진화 단계에 있는 별들을 포함하는 주계열대의 확장으로 반영됩니다. ^{[ 41 ]}

HR 다이어그램에서 주계열 대역을 넓히는 다른 요인으로는 별까지의 거리 불확실성과 관측된 항성 매개변수를 변경할 수 있는 미확인 쌍성 의 존재가 있습니다 . 그러나 완벽한 관측이라 하더라도 질량만이 별의 색과 광도에 영향을 미치는 유일한 요인은 아니기 때문에 주계열은 흐릿하게 보일 수 있습니다. 초기 존재비, 별의 진화적 상태 , ^{[ 42 ]} 가까운 동반성과 의 상호작용 , ^{[ 43 ]} 빠른 자전 , ^{[ 44 ]} 또는 자기장으로 인한 화학 조성의 변화는 모두 주계열의 HR 다이어그램 위치를 약간씩 변화시킬 수 있습니다. 예를 들어, 주계열 바로 아래에 있는 금속이 부족한 별 (헬륨보다 원자 번호가 높은 원소의 존재비가 매우 낮은 별)이 있는데, 이를 준왜성 이라고 합니다 . 이러한 별들은 핵에서 수소를 융합하기 때문에 화학 조성의 변화로 인한 주계열 흐릿함의 아래쪽 경계를 나타냅니다. ^{[ 45 ]}

불안정성 띠 라고 알려진 HR 다이어그램의 거의 수직인 영역은 세페이드 변광성 이라고 알려진 맥동 변광성 에 의해 점유됩니다 . 이 별들은 규칙적인 간격으로 크기가 변하여 맥동하는 모습을 보입니다. 이 띠는 1~2 태양 질량 사이인 A 형 및 F 형 별 영역에서 주계열의 상단과 교차합니다 . 주계열의 상단과 교차하는 불안정성 띠의 이 부분에 있는 맥동 별을 델타 스쿠티 변광성 이라고 합니다 . 이 영역의 주계열성은 크기 변화가 작기 때문에 이 변화를 감지하기 어렵습니다. ^{[ 46 ]} 베타 세페이드 변광성 과 같은 다른 불안정 주계열성은 이 불안정성 띠와 관련이 없습니다.

별이 수소 핵융합을 통해 생성할 수 있는 총 에너지량은 중심핵에서 소모될 수 있는 수소 연료의 양에 의해 제한됩니다. 평형 상태에 있는 별의 경우, 중심핵에서 생성된 열 에너지는 표면에서 방출되는 에너지와 최소한 같아야 합니다. 광도는 단위 시간당 방출되는 에너지의 양을 나타내므로, 총 수명은 생성되는 총 에너지를 별의 광도로 나눈 값으로 대략적 으로 추정할 수 있습니다. ^{[ 47 ]}

최소 0.5  M _☉ 인 별의 경우 , 핵의 수소 공급이 고갈되고 적색 거성이 되기 위해 확장하면 헬륨 원자를 융합하여 탄소를 형성 할 수 있습니다 . 단위 질량당 헬륨 융합 과정의 에너지 출력은 수소 과정의 에너지 출력의 약 10분의 1에 불과하며 별의 광도가 증가합니다. ^{[ 48 ]} 이로 인해 이 단계의 시간은 주계열 수명에 비해 훨씬 짧아집니다.(예를 들어, 태양은 헬륨을 연소하는 데 약 1억 3천만 년을 보낼 것으로 예측되는 반면, 수소를 연소하는 데는 약 120억 년이 걸립니다.) ^{[ 49 ]} 따라서 0.5  M _☉ 이상에서 관찰된 별의 약 90%가 주계열에 있을 것입니다. ^{[ 50 ]} 평균적으로 주계열성은 경험적 질량-광도 관계를 따르는 것으로 알려져 있습니다 . ^{[ 51 ]} 별의 광도( L )는 다음의 거듭 제곱 법칙 에 따라 총 질량( M )에 거의 비례합니다 .

${\displaystyle L\ \propto \ M^{3.5}}$

이 관계는 0.1–50 M _☉ 범위의 주계열성에 적용됩니다  . ^{[ 52 ]}

핵융합에 사용할 수 있는 연료의 양은 별의 질량에 비례합니다. 따라서 주계열에 있는 별의 수명은 태양 진화 모델과 비교하여 추정할 수 있습니다. 태양 은 약 45억 년 동안 주계열성이었고 65억 년 후에 적색 거성으로 빠르게 팽창하기 시작할 것입니다. ^{[ 53 ]} 따라서 주계열의 총 수명은 약 10 ¹⁰ 년입니다. ^{[ 54 ]}

${\displaystyle \tau _{\text{MS}}\약 10^{10}{\text{년}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{년}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}}$

여기서 M 과 L은 각각 별의 질량과 광도입니다. ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ 태양 질량 입니다 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ 태양 광도 이고 ${\displaystyle \tau _{\text{MS}}}$ 별의 추정 주계열 수명입니다.

질량이 큰 별일수록 연소할 연료가 더 많고 직관적으로 더 오래 지속될 것으로 예상되지만, 질량이 증가함에 따라 비례적으로 더 많은 에너지를 방출합니다. 이는 별의 상태 방정식에 의해 요구됩니다. 질량이 큰 별이 평형을 유지하려면 핵에서 생성되는 복사 에너지의 외부 압력이 외피의 거대한 내부 중력 압력과 일치해야 할 뿐만 아니라 , 실제로 증가 할 것입니다 . 따라서 가장 질량이 큰 별은 주계열에 수백만 년밖에 머물지 못하는 반면, 태양 질량의 10분의 1도 안 되는 별은 1조 년 이상 지속될 수 있습니다. ^{[ 55 ]}

정확한 질량-광도 관계는 에너지가 핵에서 표면으로 얼마나 효율적으로 전달될 수 있는지에 따라 달라집니다. 불투명도가 높을수록 핵에 더 많은 에너지를 유지하는 단열 효과가 있어 별은 정수압 평형을 유지하기 위해 많은 에너지를 생성할 필요가 없습니다 . 반대로 불투명도가 낮을수록 에너지가 더 빨리 빠져나가므로 별은 평형을 유지하기 위해 더 많은 연료를 소모해야 합니다. ^{[ 56 ]} 불투명도가 충분히 높으면 대류를 통한 에너지 전달이 가능해져 평형을 유지하는 데 필요한 조건이 변경됩니다. ^{[ 16 ]}

고질량 주계열성에서 불투명도는 전자 산란 에 의해 지배되며 , 이는 온도 증가에 따라 거의 일정합니다.따라서 광도는 별 질량의 세제곱에 따라 증가합니다. ^{[ 48 ]} 10 M☉ _미만 의 별의 경우  불투명도는 온도에 따라 달라지므로 광도는 별 질량의 네제곱에 따라 대략적으로 변합니다. ^{[ 52 ]} 매우 낮은 질량의 별의 경우 대기의 분자도 불투명도에 영향을 미칩니다.약 0.5  M☉ 미만에서는 _별 의 광도가 질량의 2.3제곱에 따라 변하여 질량 대 광도 그래프의 기울기가 평평해집니다.그러나 이러한 세부 사항조차도 근사치일 뿐이며 질량-광도 관계는 별의 구성에 따라 달라질 수 있습니다. ^{[ 12 ]}

주계열성이 중심핵의 수소를 소모하면 에너지 생성 손실로 인해 중력 붕괴가 재개되고 별은 주계열에서 벗어나 진화합니다. 별이 HR 다이어그램을 따라가는 경로를 진화 경로라고 합니다. ^{[ 57 ]}

0.23 M _☉ ^{[ 58 ]} 미만의 질량을 가진 별  은 중심부의 수소 핵융합에 의한 에너지 생성이 중단되면 바로 백색왜성이 될 것으로 예측되지만 , 이 질량 범위의 별은 주계열 수명이 현재 우주의 나이보다 길기 때문에 이런 일이 일어날 만큼 오래된 별은 없습니다.

0.23 M☉ 보다 질량이 큰 별에서는  _헬륨 핵을 둘러싼 수소가 핵융합을 일으키기에 충분한 온도와 압력에 도달하여 수소 연소 껍질을 형성하고 별의 외층을 팽창시키고 냉각시킵니다. 이러한 별들이 주계열에서 벗어나는 단계를 준거성 가지 라고 합니다 . 이 단계는 비교적 짧고, 그 시점에서 관측되는 별이 거의 없기 때문에 진화 과정에서 공백 처럼 보입니다 .

저질량 별의 헬륨 핵이 퇴화되거나 중간질량 별의 외층이 불투명해질 정도로 충분히 식으면 수소 껍질의 온도가 상승하고 별의 밝기가 더 밝아지기 시작합니다. 이를 적색거성가지 라고 하며 , 비교적 수명이 길며 H-R 도표에서 두드러지게 나타납니다. 이러한 별은 결국 백색왜성으로 생을 마감합니다. ^{[ 59 ] [ 60 ]}

가장 무거운 별은 적색 거성이 되지 않습니다. 대신 핵이 빠르게 뜨거워져 헬륨을 융합하고 결국 더 무거운 원소를 융합하는데, 이를 초거성 이라고 합니다 . 초거성은 주계열에서 H-R 다이어그램 상단을 따라 거의 수평적인 진화 경로를 따릅니다. 초거성은 비교적 드물며 대부분의 H-R 다이어그램에서 두드러지게 나타나지 않습니다. 초거성의 핵은 결국 붕괴되어 보통 초신성 폭발로 이어지고 중성자 별 이나 블랙홀을 남깁니다 . ^{[ 61 ]}

별들의 성단이 거의 동시에 형성될 때 , 이 별들의 주계열 수명은 각 별의 질량에 따라 달라집니다. 가장 무거운 별들이 먼저 주계열을 떠나고, 그 다음으로 질량이 점점 작은 별들이 차례로 주계열을 떠납니다. 성단 내 별들이 주계열을 떠나는 지점을 전환점(turnoff point) 이라고 합니다 . 이 시점에서 별들의 주계열 수명을 알면 성단의 나이를 추정할 수 있습니다. ^{[ 62 ]}

• 천체 목록

• 키펜한, 루돌프, 1000억 개의 태양 , 베이직 북스, 뉴욕, 1983.

• 아넷, 데이비드 (1996). 초신성과 핵합성 . 프린스턴: 프린스턴 대학교 출판부 .
• Bahcall, John N. (1989). 중성미자 천체물리학 . 케임브리지: 케임브리지 대학교 출판부 . ISBN 978-0-521-37975-5.
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani (2001). "태양 모델: 현재 시대 및 시간 의존성, 중성미자, 그리고 태양진동학적 특성". 천체물리학 저널 . 555 (2): 990– 1012. arXiv : astro-ph/0010346 . Bibcode : 2001ApJ...555..990B . doi : 10.1086/321493 . S2CID  13798091 .
• Barnes, CA; Clayton, DD; Schramm, DN, 편 (1982). 핵천체물리학 논문 . 케임브리지: 케임브리지 대학교 출판부.
• Bowers, Richard L.; Deeming, Terry (1984). 천체물리학 I: 별 . 보스턴: Jones and Bartlett.
• Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A. (2007). 현대 천체물리학 입문 . 샌프란시스코: Pearson Education Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-0402-2.
• 샤브리에, 질; 바라페, 이자벨 (2000). "저질량 별과 준항성체 이론". 천문학 및 천체 물리학 연감 38 : 337– 377. arXiv : astro-ph/0006383 . Bibcode : 2000ARA&A..38..337C . doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.337 . S2CID  59325115 .
• 찬드라세카르, S. (1967). 항성 구조 연구 입문 . 뉴욕: 도버. Bibcode : 1967aits.book.....C .
• Clayton, Donald D. (1983). 별의 진화와 핵합성의 원리 . 시카고 : 시카고 대학교. ISBN 978-0-226-10952-7.
• Cox, JP; Giuli, RT (1968). 별의 구조 원리 . 뉴욕시 : Gordon과 Breach. Bibcode : 1968pss..book.....C .
• 파울러, 윌리엄 A .; 코플런, 조지앤 R .; 지머만, 바바라 A. (1967). "열핵 반응 속도 I". 천문학 및 천체물리학 연감 . 5 : 525. Bibcode : 1967ARA&A...5..525F . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.002521 .
• 파울러, 윌리엄 A.; 코플런, 조지앤 R.; 지머만, 바바라 A. (1975). "열핵 반응 속도 II". 천문학 및 천체물리학 연감 . 13:69 . Bibcode : 1975ARA&A..13...69F . doi : 10.1146/annurev.aa.13.090175.000441 .
• 한센, 칼 J.; 카왈러, 스티븐 D.; 트림블, 버지니아 (2004). 『별의 내부: 물리적 원리, 구조, 그리고 진화』, 2판 . 뉴욕: 스프링거-페를라흐.
• Harris, Michael J.; Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. (1983). "열핵 반응 속도, III". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 21 : 165. Bibcode : 1983ARA&A..21..165H . doi : 10.1146/annurev.aa.21.090183.001121 .
• Iben, Icko Jr. (1967). "주계열 내부 및 주계열 외부에서의 별 진화". 천문학 및 천체물리학 연감 . 5 : 571. Bibcode : 1967ARA&A...5..571I . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
• Iglesias, Carlos A.; Rogers, Forrest J. (1996). "업데이트된 오팔 불투명도". 천체물리학 저널 . 464 : 943. Bibcode : 1996ApJ...464..943I . doi : 10.1086/177381 .
• 키펜한, 루돌프; 바이거트, 알프레드(1990). 별의 구조와 진화 . 베를린: Springer-Verlag .
• Liebert, James; Probst, Ronald G. (1987). "매우 낮은 질량의 별들". 천문학 및 천체물리학 연감 . 25 : 437. Bibcode : 1987ARA&A..25..473L . doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.002353 .
• 노보트니, 에바(1973). 별의 대기와 내부 소개 . 뉴욕시: 옥스퍼드 대학교 출판부 .
• Padmanabhan, T. (2002). 이론 천체물리학 . 케임브리지: 케임브리지 대학교 출판부.
• 프리알닉, 디나 (2000). 항성 구조와 진화 이론 입문 . 케임브리지: 케임브리지 대학교 출판부. Bibcode : 2000itss.book.....P .
• 쇼어, 스티븐 N. (2003). 현대 천체물리학의 태피스트리 . 호보컨: 존 와일리 앤드 선즈.