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별의 구성에 대하여 좀 더 확실히 이해하기 위해서는 별의 물리적 특성들 사이의 관계를 알아야 한다. 가장 쉬운 방법은 기본적 물리량대 다른 기본 물리량을 그래프로 그려보는 것이다. 이 기본적 물리량이란 지구로부터 별까지의 거리와 무관한 요소로서 예를 들면, 온도, 질량, 직경, 광도 등이 그것이다. 20세기가 시작되기 전, 천문학자들은 이러한 기본 물리량들의 측정 방법을 알았다. 1912년 ,두 명의 천문학자, Ejnar Hertzsprung (1873--1967)과 Henry Norris Russell (1877--1957), 는 각 각 90%이상의 별들의 온도(색깔)와 광도(절대 등급)사이의 놀라운 관계를 발견하였다. 이 별들은 주계열(main sequence)의 다이어그램에 대각선 선 모양 좁고 긴 띠를 그리며 모여 있었기 때문이다. 이처럼 광도-온도의 관계를 보여 주는 그래프를 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램(Hertzsprung-Russell diagram) 또는 간단히 H-R 다이어그램이라고 한다.
이러한 발견이 있기전 , 천문학자들은 온도가 높고 밝은 별이나 온도가 낮고 밝은 별처럼 온도가 높으면서도 어두운 별이 있으리라 쉽게 생각하였다. 그러나 자연은 무언가 특별한 별들의 종류를 만들어내는데 흥미가 있었나보다. 자연이 따르는 법칙들을 우리가 결정할 수 있는 이유를 생각해보자. 주계열의 별들에서 광도와 질량 사이의 관계 역시 두드러지게 나타난다 :
이중 분광 쌍성계의 192개 별들의 질량- 광도의 관계
뜨겁고 밝은 O형 별들은 차갑고 어두운 M형 별들보다 더 큰 질량을 가지고 있다. 우리는 질량-광도의 관계로부터 별들의 구조 및 별의 에너지 역학에 대해 알 수 있다. 그것은 다음장에서 좀 더 깊이 다룰 예정이다.
H-R 다이어그램의 나머지 10%의 별들은 질량-광도의 관계를 따르지 않는다. 거성과 초거성들은 다이어그램의 오른쪽 위쪽에 있다. 이들은 온도는 낮은 반면 매우 밝으므로 분명 엄청난 크기일 것이다. 그 거대한 표면으로부터 에너지가 방출된다. 백색왜성은 거성의 반대쪽인 아래의 왼쪽 끝에 놓여 있다. 이들은 온도가 높음에도 불구하고 본질적으로 어둡기 때문에 지구 정도의 작은 크기이다. 표면적이 작으므로 거기서 방출되는 에너지의 양도 당연히 작을 수 밖에 없는 것이다.
이 H-R 다이어그램은 또한 색-등급도( color-magnitude diagram)로도 불리운다. 그것은 절대등급은 주로 색과의 관계로 나타나기 때문이다. 아래의 모든 별에 대한 H-R도는 맨 눈으로 볼 수 있는 별들과 25pc내의 거리에 있는 별들을 그린 것이다. 밝은 별들은 매우 먼 거리에서도 보이므로 관측하기가 쉬우나 은하내에서 그들의 수는 그리 많지가 않다. 이들은 H-도의 윗부분의 반을 점유하고 있다. 희미한 별들은 보기가 어려우나 은하내에는 이러한 별들이 더 일반적이다. 이들은 H-R도의 아랫부분에 누워있다.
분광 시차
우리는 주계열성의 광도-온도의 관계를 이용하여 그들의 거리를 알 수 있다. 이렇게 거리를 구하는 방법을 분광 시차(spectroscopic parallax)라고 하며, 이는 별의 분광형으로부터 구하기 때문에 붙여진 이름이다. 이 방법은 너무 멀리 있어 삼각 시차로도 거리를 구할 수 없는 별들에 이용된다. 아래에 분광시차를 이용하여 거리를 구하는 방법을 순차적으로 설명하였다:- 별의 분광형을 구한 다음 겉보기 밝기(플럭스)를 측정한다.
- 광도를 구하기 위해 주계열의 표준성을 이용한다. 황소자리의 하이야데스 성단이 기준이 되는 표준성단이다.
- 광도의 역제곱 법칙을 이용한다: 거리 = 표준 천체의 거리× Sqrt[표준 천체의 플럭스/별의 플럭스.]
어떻게 할 수 있을까?분광형이 G2인 어떤 별은 절대등급을 구하는 기준 거리인 10pc에 있을 때보다 25배나 어둡다. 이 G2형 별은 우리로부터10 × Sqrt[1/(1/25)] = 10 × Sqrt[25/1] = 50 pc 떨어져 있다. |
적색거성과 초거성의 거리를 구하는 방법은 위의 방법과 유사하나 주의할 점이 있다. 이들은 우리가 생각한 것보다 훨씬 더 클 수 있으므로 그들의 분광형을 정말 자세하게 관찰해야 한다는것이다. 이들의 위치는 기준 H-R도에서 알 수 있으며 그들의 겉보기 밝기는 거리를 구할 수 있는 열쇠가 된다. 또한 이 방법은 성단까지의 거리를 구하는데도 이용된다. 성단의 색-등급도를 기준 성단의 색-등급도와 비교할 수 있다. 물론 기준 성단까지의 거리는 알려져있다. 성단 내 몇 몇 별들간 나이나 구성등의 다른 점을 고려해 어느 정도 수정 작업도 필요하다. 이 같은 수정 작업을 ``주계열 고정''이라고 한다.