주계열

항성형성
객체 클래스
성간 매체 분자 구름 복 구상체 암흑 성운 젊은 항성 물체 원생동물 전주계열성 T 타우리별 에르빅 애/베 스타 허빅-하로 객체
이론개념
억양 초기 질량 함수 청바지 불안정 켈빈-헬름홀츠 메커니즘 네버러 가설 행성 이동
v t

천문학에서 주요 순서는 항성 색 대 밝기의 플롯에 나타나는 연속적이고 독특한 항성 띠다.이 색조 그림은 공동 개발자인 Ejnar Hertzsprung과 Henry Norris Russell의 이름을 따서 헤르츠스프룽-러셀 도표로 알려져 있다.이 밴드의 별들은 주계열성 또는 왜성이라고 알려져 있다.이것들은 우주에서 가장 많은 진정한 별이며, 태양을 포함한다.

항성의 응축과 점화 후 수소를 헬륨으로 핵융합을 통해 촘촘한 코어 부위에 열 에너지를 발생시킨다.항성의 수명의 이 단계 동안, 그것은 주로 질량에 의해 결정되는 위치에서 주계열성에 위치하지만, 또한 화학적 구성과 연대에 기초하기도 한다.주계열성들의 코어는 정수 평형 상태에 있는데, 뜨거운 중심에서 나오는 바깥 열압은 겹겹이 쌓인 중력붕괴의 내부 압력에 의해 균형을 이룬다.에너지 발생률이 온도와 압력에 강하게 의존하는 것은 이러한 균형을 유지하는 데 도움이 된다.중심부에서 생성되는 에너지는 표면으로 흘러가고 광권에서는 방출된다.에너지는 방사선과 대류에 의해 전달되며, 후자는 더 높은 온도 구배, 더 높은 불투명도 또는 둘 다 있는 지역에서 발생한다.

주계열성은 항성이 에너지를 생성하기 위해 사용하는 지배적인 공정에 기초하여 상부와 하부로 나뉘기도 한다.태양 질량의 1.5배 이하 항성(1.5배)M_☉)은 주로 일련의 단계에서 수소 원자를 융합하여 헬륨을 형성하는데, 양성자-프로톤 체인이라 불리는 수열이다.이 질량 위, 상위 주계열에서 핵융합 과정은 주로 탄소, 질소, 산소의 원자를 수소 원자로부터 헬륨을 생산하는 CNO 사이클에서 매개체로 사용한다.태양 질량이 2개 이상인 주계열성은 중심 영역에서 대류를 겪는데, 이는 새로 생성된 헬륨을 자극하고 핵융합이 일어나는데 필요한 연료의 비율을 유지하는 작용을 한다.이 질량 아래 별들은 표면 근처에 대류 구역을 가진 완전히 복사되는 코어를 가지고 있다.항성 질량이 감소함에 따라 항성이 대류성 외피를 형성하는 비율은 꾸준히 증가한다.0.4 미만의 주계열성M_☉ 그 질량 전체에서 대류를 겪다노심 대류가 일어나지 않을 때 헬륨이 풍부한 노심은 수소 외부 층에 둘러싸여 발전한다.

일반적으로 별은 질량이 클수록 주계열성 수명은 짧아진다.중심부의 수소 연료를 소비한 후, 별은 HR 다이어그램의 주요 순서에서 벗어나 초거성, 적색 거성으로 진화하거나 백색 왜성으로 직접 진화한다.

역사

20세기 초에는 별의 종류와 거리에 대한 정보를 더 쉽게 구할 수 있게 되었다.별의 스펙트럼은 특색 있는 특징을 가진 것으로 나타나 이를 분류할 수 있었다.애니 점프 캐논과 에드워드 C. 하버드 대학 천문대의 피커링은 1901년 하버드 실록에 발표된 하버드 분류 체계로 알려지게 된 분류 방법을 개발했다.^[2]

1906년 포츠담에서 덴마크 천문학자 에자르 헤르츠스프룽은 하버드 계획에서 K와 M으로 분류된 가장 붉은 별들이 두 개의 뚜렷한 그룹으로 나뉘어질 수 있다는 것을 알아챘다.이 별들은 태양보다 훨씬 밝거나 훨씬 희미하다.이런 집단을 구분하기 위해 그는 이들을 '자이언트'와 '워프' 스타라고 불렀다.그 다음 해에 그는 항성 군집을 연구하기 시작했다; 거의 같은 거리에 위치한 별들의 큰 그룹들.그는 이 별들을 위한 색 대 점도의 첫 번째 줄거리를 발표했다.이 줄거리들은 두드러지고 연속적인 별들의 순서를 보여주었는데, 그는 이것을 주계열성이라고 이름 지었다.^[3]

프린스턴 대학에서 헨리 노리스 러셀은 비슷한 연구 과정을 밟고 있었다.그는 거리에 대해 보정된 항성의 스펙트럼 분류와 실제 밝기 사이의 관계 -그들의 절대 크기 -를 연구하고 있었다.이러한 목적을 위해 그는 믿을 수 있는 시차를 가지고 있고 많은 별들이 하버드에서 분류된 별들을 사용하였다.그가 이 별들의 스펙트럼 유형을 절대 크기에 반하여 그려냈을 때, 그는 왜성이 뚜렷한 관계를 따른다는 것을 발견했다.이를 통해 왜성의 실제 밝기를 합리적인 정확도로 예측할 수 있었다.^[4]

헤르츠스프룽이 관측한 적색 별들 중에서 왜성들도 러셀이 발견한 스펙트럼-조도 관계를 따랐다.그러나 이 거대한 별들은 난쟁이들보다 훨씬 밝기 때문에 같은 관계를 따르지 않는다.러셀은 "거성별은 밀도가 낮거나 표면 밝기가 우수해야 하며, 그 반대의 경우는 왜성"이라고 제안했다.같은 곡선을 그리면 희미한 흰 별이 거의 없다는 것도 알 수 있었다.^[4]

1933년, 벵트 스트뢰그렌은 루머도-스펙트럴 등급 도표를 나타내기 위해 헤르츠스프룽-러셀 도표라는 용어를 도입했다.^[5]이 이름은 세기 초 헤르츠스프룽과 러셀 양쪽에 의해 이 기술의 평행한 발전을 반영했다.^[3]

1930년대에 항성의 진화 모델이 개발됨에 따라, 균일한 화학적 구성을 가진 항성의 경우, 항성의 질량과 광도 및 반지름 사이에 관계가 존재한다는 것을 보여주었다.즉, 주어진 질량과 구성의 경우 별의 반지름과 광도를 결정하는 독특한 해결책이 있다.이것은 하인리히 보그트와 헨리 노리스 러셀의 이름을 딴 보그트-러셀 정리라고 알려지게 되었다.이 정리에 의해 항성의 화학적 구성과 주계열성에 대한 위치가 알려지면 항성의 질량과 반지름도 알려지게 된다.(단, 이후 균일하지 않은 성분의 별에 대해서는 어느 정도 정리가 분해된다는 사실이 밝혀졌다.)^[6]

뛰어난 분류를 위한 정교한 계획은 윌리엄 윌슨 모건과 필립 차일즈 키넌에 의해 1943년에 출판되었다.^[7]MK 분류는 각 항성에게 하버드 분류에 기초한 스펙트럼 유형과 발광도 등급을 할당했다.하버드 분류는 스펙트럼과 온도 사이의 관계가 알려지기 전에 수소 스펙트럼 라인의 강도에 기초하여 각 별에 다른 문자를 할당함으로써 개발되었다.온도로 주문하고 중복 클래스를 제거했을 때, 청색에서 적색까지 색상으로 온도를 낮추기 위해 별의 스펙트럼 타입이 따랐고, O, B, A, F, G, K, M. (이 별 클래스의 순서를 외우는 데 인기 있는 니모닉은 "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"이다.)점성 등급은 점성을 감소시키기 위해 I에서 V까지 다양했다.점성 5등급의 별은 주계열성에 속했다.^[8]

2018년 4월 천문학자들은 지구에서 90억 광년 떨어진 곳에서 이카루스(공식적으로 MACS J1149 렌즈 별 1)라는 가장 멀리 떨어진 '보통'(즉, 주계열성) 별을 검출했다고 보고했다.^[9][10]

형성과 진화

국부 성간 매질에서 기체와 먼지의 거대한 분자구름 붕괴로 원자가 형성되면 초기 구성은 질량별로 약 70%의 수소, 28%의 헬륨 및 미량의 다른 원소로 구성된 전체에서 균일하다.^[11]별의 초기 질량은 구름 내의 국소 조건에 따라 달라진다.(새로 형성된 별들의 질량 분포는 초기 질량 함수에 의해 경험적으로 설명된다.)^[12]초기 붕괴 동안 이 주계열성은 중력수축을 통해 에너지를 생성한다.일단 충분히 밀도가 높아지면 별들은 수소를 헬륨으로 변환하고 발열 핵융합 과정을 통해 에너지를 발산하기 시작한다.^[8]

수소의 핵융합이 지배적인 에너지 생산과정이 되고 중력수축으로 얻은 과잉 에너지가 상실되면 항성은 표준 주계열성이라고 불리는 헤르츠스프룽-러셀 도표(또는 HR 도표)의 곡선을 따라 놓여 있다.^[13]천문학자들은 때때로 이 단계를 "제로 에이지 메인 시퀀스" 또는 ZAMS라고 부를 것이다.^[14][15]ZAMS 곡선은 항성이 수소 융합을 시작하는 지점에서 항성 성질의 컴퓨터 모델을 사용하여 계산할 수 있다.이때부터 항성의 밝기와 표면 온도는 일반적으로 나이가 들수록 높아진다.^[16]

항성은 중심부에서 상당한 양의 수소를 소비할 때까지 주계열성에서의 초기 위치 근처에 머물다가 더 밝은 별로 진화하기 시작한다.(HR 다이어그램에서 진화하는 별은 주계열성의 위와 오른쪽으로 이동한다.)따라서 주계열성은 항성생명의 일차 수소 연소 단계를 나타낸다.^[8]

특성.

일반적인 HR 다이어그램의 별 대부분은 주계열성 곡선을 따라 놓여 있다.이 선은 스펙트럼 타입과 광도 모두 항성의 질량에만 의존하기 때문에 발음되는데, 최소한 중심부에서 수소를 융합하는 한, 제로 순서 근사치에 의존하기 때문이다. 그리고 그것이 거의 모든 항성이 대부분의 "활성" 생활을 하는 데 소비하는 것이다.^[17]

별의 온도는 광권 내 플라즈마의 물리적 특성에 미치는 영향을 통해 별의 스펙트럼 유형을 결정한다.파장의 함수로서 별의 에너지 방출은 그 온도와 구성 모두에 의해 영향을 받는다.이 에너지 분포의 핵심 지표는 필터로 별의 크기를 파란색(B)과 녹색-황색(V)으로 측정하는 색지수 B - V에 의해 제시된다.^{[note 1]}이 정도의 차이는 별의 온도를 재는 척도를 측정한다.

왜소 용어

주계열성 별은 왜성이라고 불리지만 이 용어는 부분적으로 역사적이어서 다소 혼란스러울 수 있다.^[18][19]더 시원한 별들에게, 적색 왜성, 주황색 왜성, 황색 왜성과 같은 난쟁이들은 실제로 그 색깔의 다른 별들보다 훨씬 작고 더 희미하다.그러나 뜨거운 푸른 별과 흰 별의 경우 주계열성에 있는 이른바 드워프 별과 그렇지 않은 별의 크기와 밝기의 차이가 작아진다.가장 뜨거운 별의 경우 차이를 직접 관측할 수 없으며, 이러한 별의 경우 "왜성"과 "거성"이라는 용어는 별의 주계열성 여부를 나타내는 스펙트럼 라인의 차이를 가리킨다.그럼에도 불구하고 아주 뜨거운 주계열성 별들은 그 온도의 "거인" 별들과 대략 같은 크기와 밝기를 가지고 있음에도 불구하고 여전히 난쟁이라고 불리기도 한다.^[20]

주계열성이 아닌 왜성들이 존재하기 때문에 주계열성을 의미하는 데 "왜성"을 흔히 사용하는 것은 또 다른 방식으로 혼란스럽다.예를 들어, 백색 왜성은 항성이 바깥 층을 벗어났을 때 남은 죽은 중심부로, 주계열성보다 훨씬 작으며, 대략 지구 크기 정도 된다.이것들은 많은 주계열성 별들의 최종 진화 단계를 나타낸다.^[21]

매개변수

항성을 검은 몸체로 알려진 이상화된 에너지 라디에이터로 취급함으로써, 발광도 L과 반지름 R은 스테판-볼츠만 법칙에 의한 유효 온도 T와_eff 관련될 수 있다.

${\displaystyle L=4\pi \sigma R^{2}T_{\text{eff}^{4}}$

여기서 σ은 스테판-볼츠만 상수다.HR 다이어그램에서 별의 위치는 대략적인 광도를 나타내므로, 이 관계를 사용하여 반지름을 추정할 수 있다.^[22]

별의 질량, 반지름 및 광도는 밀접하게 상호 연관되어 있으며, 각각의 가치는 세 가지 관계에 의해 근사치가 될 수 있다.첫 번째는 스테판-볼츠만 법칙으로, 광도 L, 반지름 R, 표면 온도 T와_eff 관련이 있다.두 번째는 질량-조도 관계인데, 이는 조도 L과 질량 M과 관련이 있다.마지막으로 M과 R의 관계는 선형에 가깝다.M 대 R의 비율은 M의 2.5 오더에서 3배 정도밖에 증가하지 않는다.이 관계는 항성의 내부 온도 T에_I 대략 비례하며, 극도로 느린 증가 속도는 이 온도에 강하게 의존하는 반면 질량-조도 관계에 맞아야 한다는 사실을 반영한다.따라서 온도가 너무 높거나 낮으면 별의 불안정성이 발생한다.

ε은 T에 비례하므로_I¹⁵ = = L/M, 즉 단위 질량 당 에너지 생성률을 취하는 것이 더 나은 근사치로, 여기서 T는_I 코어 온도다.이것은 적어도 태양만큼 큰 별에 적합하며, CNO 주기를 나타내며, 더 잘 맞는 R ∝ M을^0.78 제공한다.^[23]

샘플 파라미터

아래 표는 주계열성을 따라 항성에 대한 전형적인 값을 보여준다.광도(L), 반지름(R) 및 질량(M) 값은 G2 V의 스펙트럼 분류를 갖는 왜성인 태양에 상대적이다.항성의 실제 값은 아래 열거된 값과 20~30% 정도 차이가 날 수 있다.^[24]

주계열성 항성 매개변수^[25] 표

별자리 계급	반지름, R/R☉	미사 M/M☉	루미너스, L/L☉	Temp. (K)	예[26]
O2	12	100	800,000	50,000	BI 253
O6	09.8	035	180,000	38,000	오리온자리 세타1 C
B0	07.4	018	020,000	30,000	오리온자리1 피
B5	03.8	006.5	000,800	16,400	안드로메다자리 파이 A
A0	02.5	003.2	000,080	10,800	볼레알리스자리 알파 A
A5	01.7	002.1	000,020	08,620	픽토리스 베타
F0	01.3	001.7	000,006	07,240	처녀자리 감마
F5	01.2	001.3	000,002.5	06,540	아리에티스 에타
G0	01.05	001.10	000,001.26	05,920	베타 코마에 베레니스
G2	01.00	001.00	000,001.00	05,780	태양[주2]
G5	00.93	000.93	000,000.79	05,610	멘세자리 알파
K0	00.85	000.78	000,000.40	05,240	70 오피우치 A
K5	00.74	000.69	000,000.16	04,410	백조자리 61[27]
M0	00.51	000.60	000,000.072	03,800	라카유 8760
M5	00.18	000.15	000,000.0027	03,120	물병자리 EZ A
M8	00.11	000.08	000,000.0004	02,650	반비즈브룩의 별[28]
L1	00.09	000.07	000,000.00017	02,200	2MASS J0523−1403

에너지 생성

모든 주계열성은 핵융합에 의해 에너지가 생성되는 핵심 영역을 가지고 있다.이 중심부의 온도와 밀도는 별의 나머지를 지탱할 에너지 생산을 유지하는 데 필요한 수준에 있다.에너지 생산량이 감소하면 오버레이 질량이 코어를 압축하여 높은 온도와 압력으로 인해 융접률이 증가하게 된다.마찬가지로 에너지 생산의 증가는 항성이 팽창하여 중심부의 압력을 낮출 것이다.따라서 항성은 주계열성 수명에 걸쳐 안정된 정수 평형에서 자기 조절 체계를 형성한다.^[29]

주계열성 별은 두 가지 유형의 수소융합 과정을 채택하고 있으며, 각 유형별 에너지 생성 속도는 핵심 영역의 온도에 따라 달라진다.천문학자들은 주요 염기서열을 상부와 하부로 나누는데, 둘 중 어느 것이 우세한 핵융합 과정인가에 기초한다.낮은 주계열에서 에너지는 주로 일련의 단계에서 수소를 직접 융합하여 헬륨을 생산하는 양성자-프로톤 체인의 결과로 생성된다.^[30]상위 주계열성의 항성은 CNO 사이클을 효율적으로 사용할 수 있을 만큼 충분히 높은 코어 온도를 가진다(차트 참조).이 과정은 수소를 헬륨에 융합하는 과정에서 탄소, 질소, 산소의 원자를 매개체로 사용한다.

1,800만 켈빈의 항성 코어 온도에서 PP 공정과 CNO 주기는 똑같이 효율적이며, 각 유형은 항성 순 광도의 절반을 생성한다.이것이 약 1.5의 별의 중심온도니까.M상위 주계열성은 이 질량 위의 항성으로 구성된다_☉.따라서 대략적으로 말하면 스펙트럼 등급 F나 쿨러의 별은 낮은 주계열성에 속하며, A형 별 또는 더 뜨거운 별은 상위 주계열성에 속한다.^[16]일차 에너지 생산의 변화는 한 형태에서 다른 형태로의 전환은 단일 태양 질량보다 작은 범위의 차이에 걸쳐 있다.태양 질량 별인 태양에서는 에너지의 1.5%만이 CNO 사이클에 의해 생성된다.^[31]대조적으로, 1.8을 가진 별들은M_☉ 또는 CNO 사이클을 통해 거의 전체 에너지 출력을 생성한다.^[32]

주계열성의 관측된 상한은 120–200이다.M_☉.^[33] 이 한계에 대한 이론적 설명은 이 질량 위의 별들이 안정된 상태를 유지할 수 있을 만큼 빨리 에너지를 방출할 수 없기 때문에, 별들이 안정된 한계에 도달할 때까지 모든 추가 질량은 일련의 맥동 속에서 배출될 것이다.^[34]지속적인 양성자-양성자 핵융합에 대한 하한은 약 0.08이다.M_☉ 또는 목성의 80배 질량.^[30]이 한계치 아래에는 갈색 왜성으로 알려진 수소 융합을 지속할 수 없는 항성 이하의 물체가 있다.^[35]

구조

중심부와 표면, 즉 광권 사이에는 온도 차이가 있기 때문에 에너지는 바깥으로 운반된다.이 에너지를 운반하는 두 가지 모드는 방사선과 대류다.에너지가 방사선에 의해 운반되는 방사선 구역은 대류에 대해 안정적이며 플라즈마의 혼합이 거의 없다.대조적으로 대류 구역에서는 에너지가 혈장의 대량 이동에 의해 이동되며, 뜨거운 물질은 상승하고 냉각 물질은 하강한다.대류는 방사선보다 에너지를 운반하는 데 더 효율적인 모드지만, 그것은 가파른 온도 구배를 일으키는 조건에서만 발생할 것이다.^[29][36]

거대한 별에서 (10 이상)M_☉)^[37] CNO 사이클에 의한 에너지 생성 속도는 온도에 매우 민감하므로 핵융합은 핵에 고도로 집중된다.결과적으로 중심부에는 고온 구배가 있어 보다 효율적인 에너지 수송을 위해 대류 구역을 형성한다.^[30]이러한 코어 주위의 재료의 혼합은 수소 연소 영역에서 헬륨 재를 제거하여 주계열성 수명 동안 별의 수소를 더 많이 소비할 수 있게 한다.거대한 별의 외부 영역은 대류가 거의 또는 전혀 없이 방사선에 의해 에너지를 수송한다.^[29]

시리우스와 같은 중간 질량 별은 주로 방사선에 의해 에너지를 운반할 수 있으며, 작은 코어 대류 영역도 있다.^[38]태양과 같은 중형 저질량 항성은 대류에 대해 안정적인 핵심 영역을 가지며, 표면 근처의 대류 구역은 외부 층을 혼합한다.이것은 수소가 풍부한 외부 지역에 둘러싸인 헬륨이 풍부한 핵의 지속적인 축적을 초래한다.대조적으로, 시원하고 질량이 매우 낮은 별들(0.4 미만)M_☉)은 전체적으로 대류적이다.^[12]따라서 중심부에서 생성된 헬륨은 항성 전체에 분포되어 상대적으로 균일한 대기와 비례적으로 긴 주계열 수명을 생성한다.^[29]

발색도-색상 변화

주계열성 중심부에 비융용 헬륨재가 축적되면서 단위 질량당 수소가 풍부해짐에 따라 그 질량 내 핵융합률이 점차 낮아지게 된다.항성의 높은 층을 지탱하는 것은 핵융합 공급 에너지의 유출이기 때문에 핵은 압축되어 더 높은 온도와 압력을 생성한다.두 요인은 핵융합 속도를 증가시키므로 평형을 더 작고 밀도가 높고 뜨거운 핵으로 이동시켜 더 많은 에너지를 생성하며, 그 증가된 유출은 더 높은 층을 더 멀리 밀어낸다.따라서 항성의 광도와 반지름은 시간이 지남에 따라 꾸준히 증가한다.^[16]예를 들어, 초기 태양의 광도는 현재 값의 약 70%에 불과했다.^[39]항성이 노화됨에 따라 이 점성 증가는 HR 다이어그램에서 위치를 변경한다.이 효과는 항성이 일생 동안 임의의 단계에서 관찰되기 때문에 주계열성 대역이 넓어지는 결과를 낳는다.즉, 메인 시퀀스 밴드는 HR 다이어그램에서 두께를 개발한다; 그것은 단순히 좁은 선이 아니다.^[40]

HR 다이어그램에서 주계열성 대역을 넓히는 다른 요인으로는 항성까지의 거리의 불확실성과 관측된 항성 파라미터를 변경할 수 있는 미해결 이항성 존재 등이 있다.그러나 질량이 항성의 색과 발광도에 영향을 미치는 유일한 매개변수가 아니기 때문에 완벽한 관측조차도 모호한 주계열성을 보일 것이다.초기의 숙성, 별의 진화 상태,^[41] 가까운 동반자와의 상호작용,^[42][43] 빠른 회전 또는 자기장에 의한 화학적 구성의 변화는 모두 주계열성의 HR 다이어그램 위치를 약간 변화시킬 수 있으며, 몇 가지 요인만 언급할 수 있다.일례로 주계열성 바로 아래에 있고 하위계열성으로 알려져 있는 금속성 빈항성(헬륨보다 원자수가 높은 원소가 매우 적은 것)이 있다.이 별들은 중심부에 수소를 융합하고 있어서 화학적 구성의 분산에 의해 야기된 주요 시퀀스 솜털의 하단 가장자리를 나타낸다.^[44]

불안정 스트립이라고 알려진 HR 다이어그램의 거의 수직 영역은 세페이드 변수로 알려진 펄스 가변 별에 의해 점유된다.이 별들은 일정한 간격으로 크기가 다양하여 맥동하는 모습을 보인다.띠는 1과 2개의 태양 질량 사이에 있는 A급과 F급 별의 영역에서 주계열성의 상부를 교차한다.주계열성 상부를 교차하는 불안정성 스트립의 이 부분에 있는 맥동성들을 델타 스쿠티 변수라고 한다.이 지역의 주계열성 별은 크기가 작은 변화만 경험하기 때문에 이 변이를 탐지하기 어렵다.^[45]베타 세페이 변수와 같은 불안정한 주계열성 별의 다른 등급은 이 불안정성 스트립과 관련이 없다.

라이프타임

별이 수소의 핵융합을 통해 생성할 수 있는 에너지의 총량은 핵에서 소비할 수 있는 수소연료의 양에 의해 제한된다.평형 항성의 경우 중심부에서 발생하는 열 에너지는 적어도 표면에서 방사되는 에너지와 같아야 한다.발광도는 단위 시간 당 방사되는 에너지의 양을 제공하므로, 생성된 총 에너지를 별의 발광도로 나눈 값으로서 총 수명을 첫 번째 근사치까지 추정할 수 있다.^[46]

0.5 이상의 항성을 가진 경우M중심부의 수소 공급이 소진되어 적색 거성으로 확장되면 헬륨 원자를 융합하여 탄소를 형성하기 시작할 수 있다_☉.단위 질량당 헬륨 핵융합 공정의 에너지 출력은 수소 공정의 에너지 출력의 1/10 정도에 불과하고, 항성의 광도는 증가한다.^[47]이것은 주계열 수명에 비해 이 단계에서 훨씬 짧은 시간의 결과를 낳는다. (예를 들어, 태양은 수소를 태우는 약 120억년에 비해 1억 3천만년을 헬륨을 태우는 데 소비할 것으로 예측된다.)^[48]따라서 관측된 항성의 약 90%가 0.5 이상이다.M_☉ 주요 순서가 ^[49]될 겁니다평균적으로 주계열성은 경험적 질량-조도 관계를 따르는 것으로 알려져 있다.^[50]별의 발광도(L)는 다음과 같은 동력 법칙으로서 총 질량(M)에 대략 비례한다.

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

이 관계는 0.1~50 범위의 주계열성 항성에 적용된다.M_☉.^[51]

핵융합에 이용 가능한 연료의 양은 별의 질량에 비례한다.따라서 주계열성에 있는 항성의 수명은 태양 진화 모델과 비교함으로써 추정할 수 있다.태양은 약 45억년 동안 주계열성이었으며 약 10년¹⁰ 동안 주계열성이었던 총 ^[52]주계열성이 65억년 후에는 적색 거성이 될 것이다.따라서 다음과 같다.^[53]

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

여기서 M과 L은 각각 별의 질량과 광도, $M{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle {⨀}_{}}$ ${\$은(는) 태양 질량, $L{\displaystyle {}_{}}$$⨀$ {\$displaystyle$L_{\$bigodot}}}}}$은(는) 태양 광도,$$ $MS$ {\$displaystyle \tau_${{\text$}$이다.$MS}}$은(는) 스타의 추정 주계열성 수명이다.

비록 더 많은 거대한 별들이 연소할 연료가 더 많고 직관적으로 더 오래 지속될 것으로 예상될 수 있지만, 그것들은 또한 질량이 증가하면서 비례적으로 더 큰 양을 방출한다.이것은 국가의 항성 방정식에 의해 요구된다; 거대한 별이 평형을 유지하기 위해서는 중심부에서 생성되는 복사 에너지의 바깥 압력이 그 외피의 타이타닉 내부 중력 압력과 일치하도록 상승해야 할 뿐만 아니라 상승할 것이다.따라서, 가장 거대한 별들은 몇 백만 년 동안만 주계열성으로 남아있을 수 있는 반면, 태양 질량의 10분의 1 미만을 가진 별들은 1조 년 이상 지속될 수 있다.^[54]

정확한 질량-조도 관계는 에너지를 노심으로부터 표면으로 얼마나 효율적으로 운반할 수 있는지에 달려 있다.높은 불투명도는 중심부에 더 많은 에너지를 유지하는 절연 효과를 가지고 있기 때문에 항성은 정수 평형 상태를 유지하기 위해 많은 에너지를 생산할 필요가 없다.대조적으로, 불투명도가 낮다는 것은 에너지가 더 빨리 탈출하고 별이 평형을 유지하기 위해 더 많은 연료를 태워야 한다는 것을 의미한다.^[55]충분히 높은 불투명도는 대류를 통한 에너지 전달을 유발할 수 있으며, 이는 평형을 유지하는 데 필요한 조건을 변화시킨다.^[16]

고질량 주계열성에서는 불투명도가 전자 산란으로 지배되는데, 온도는 상승해도 거의 일정하다.따라서 진도는 항성 질량의 정육면체만큼만 증가한다.^[47]10 미만의 별의 경우M불투명도는 온도에 의존하게 되며, 그 결과 별 질량의 네 번째 힘으로 대략적으로 광도가 변화하게 된다_☉.^[51]매우 질량이 낮은 별의 경우 대기 중의 분자도 불투명도에 기여한다.약 0.5 이하M별의 점도는 질량 대 점도의 그래프에서 기울기의 편평화를 생성하는 2.3의 힘에 따라 변화한다_☉.그러나 이러한 정제조차도 근사치에 불과하며 질량-조도 관계는 별의 구성에 따라 달라질 수 있다.^[12]

진화 궤도

주계열성이 그 중심에서 수소를 소비했을 때, 에너지 생성의 손실은 그것의 중력 붕괴를 재개하게 하고 그 별은 주계열성으로부터 진화한다.별들이 HR 도표를 가로질러 따라가는 경로를 진화 궤도라고 한다.^[56]

0.23 미만의 별M_☉^[57] 핵에너지의 핵융합에 의한 핵융합에 의한 에너지생성이 중단되면 직접적으로 백색왜성이 될 것으로 예측되지만, 이 질량 범위의 별들은 현재 우주의 나이보다 주성수명이 길기 때문에, 이런 일이 일어날 수 있을 만큼 나이가 많은 별은 없다.

0.23보다 큰 별에서M헬륨 코어를 둘러싼 수소는 융합을 거치기 충분한 온도와 압력에 도달하여 수소 연소 껍데기를 형성하고 항성의 외부 층을 팽창시키고 냉각시킨다_☉.이 별들이 주계열성으로부터 멀어지는 무대는 아거성 가지라고 알려져 있다; 비교적 짧고 그 지점에서 별들이 거의 관찰되지 않기 때문에 진화 궤도의 틈새로 나타난다.

저질량 항성의 헬륨 핵이 퇴화되거나 중간질량 항성의 외부 층이 불투명해질 정도로 냉각되면 수소 껍질은 온도가 상승하고 별은 더욱 빛을 발하기 시작한다.이것은 적색거성 가지라고 알려져 있다; 비교적 수명이 긴 단계로서 H-R 도표에서 두드러지게 나타난다.이 별들은 결국 백색 왜성으로 생을 마감할 것이다.^[58][59]

가장 거대한 별들은 붉은 거성이 되지 않는다; 대신에 그들의 중심부는 헬륨과 결국 더 무거운 원소를 융합할 수 있을 만큼 충분히 뜨거워지고 그들은 초거성으로 알려져 있다.이들은 H-R 다이어그램 상단을 가로지르는 주 시퀀스의 대략 수평 진화 트랙을 따른다.초거성은 상대적으로 드물며 대부분의 H-R 다이어그램에서 두드러지게 나타나지 않는다.그들의 코어는 결국 붕괴될 것이며, 보통 초신성으로 이어져 중성자 별이나 블랙홀을 남겨둔다.^[60]

별들의 군집이 거의 동시에 형성될 때, 이들 별들의 주계열성 수명은 각각의 질량에 따라 달라지게 된다.가장 거대한 별들은 먼저 주계열성을 떠나며, 그 다음으로는 더 낮은 질량의 별들이 순차적으로 나타날 것이다.성단의 별들이 주계열성을 떠나는 위치를 개점점점이라고 한다.이 시점에서 항성의 주계열성 수명을 알면 성단의 나이를 추정할 수 있게 된다.^[61]

참고 항목

• 천문학적 물체

메모들

참조

추가 읽기

일반

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기술

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