H-R diagram

벌집 성단에 있는 별들은 거의 같은 나이지만 그 색깔이나 밝기는 서로 다르다. 별의 색깔과 스펙트럼 형태는 별 표면의 온도에 의해서 결정되는데 표면의 온도는 대략 3,000 ~ 40,000℃ 정도이다. 만약 별이 차갑다면(?) 그것은 붉은색 별이고, 반대로 뜨거운 별은 푸른색을 띠게 된다. 별의 실제밝기 그러니까 별이 내보내는 에너지의 총량은 '광도(光度, Luminosity)'라고 한다.

일반적으로 이 별의 `광도`는 뜨거운 별일수록 더 밝다. 이러한 별들의 실제밝기를 온도의 함수를 매개로 하여 나타낸 그래프로 만들어보면 아래 그림과 같이 전형적인 형태가 나타나는데 이를 '주계열(主系列, Main sequence)'이라고 한다. 태양은 주계열 별이며 그 외에 시리우스, 프로키온, 카스토르, 레굴루스 등도 여기에 해당한다.

이 그래프는 20세기 초반 '헤르츠스프룽(Ejnar Hertzsprung)'과 '러셀(Henry Norris Russell)'이라는 천문학자에 의해 개발되었다. 'H-R도(H-R diagram)'라고 불리는 이 그래프는 별의 특성을 분류하는 아주 우수한 방법이다. 그러나 온도와 광도에 따른 이 일반적 법칙에 적용되지 않는 것으로 판명된 별들도 존재함이 밝혀졌다. 그것들은 H-R도에서 주계열에 해당하지 않는다. 예를 들어 알데바란이나 베텔기우스는 H-R도에서 차갑고 붉은색을 띤 별에 해당하지만 실제로 그들은 매우 밝은 별들이다.

그들은 전형적인 주계열 별보다 크기가 훨씬 크다. 이와 같은 별들을 '적색거성(Red giant)'이라 부르는데 그 커다란 크기로 인해 지구에서 멀리 떨어져 있어도 매우 밝게 보인다. H-R도에도 우리들이 잘 알고 있는 적색 거성들이 나타나 있다. 이와 달리 시리우스와 프로키온의 동반별(시리우스 B와 프로키온 B)과 같은 별들은 하얗고 뜨거운 별이지만 별로 밝지 못하다.

이들은 전형적인 주계열의 백색 별들에 비해 그 크기가 상당히 작은 것이 틀림없어 보인다. '백색왜성(White dwarf)'이라 불리는 이 별들은 그 밝기가 태양의 1/1000도 안되어 가까이에 있는 경우에만 관측이 가능하다. 눈으로 볼 수 있는 모든 별들은 H-R도에 나타나 있다. H-R도는 또한 별들의 일생에 관해서도 흥미로운 점들을 제시한다.

만일 벌집성단의 별들에 대한 H-R도를 만들어 본다면 대부분의 별들은 주계열에 놓여 있지만 가장 밝은 별들은 주계열을 벗어나 적색 거성 지역을 향해 뺃어 있는 이상한 형태가 된다. 아울러 주계열의 윗부분에는 푸른색을 띤 뜨거운 별들도 없다. 왜 이런 것일까? 이것은 하나의 수수께끼이다.

'쌍별계(雙星系, Binary star system)'는 천문학자들에게 별의 질량을 알 수 있는 기회를 제공해 준다. 쌍별들은 중력에 의해 서로의 궤도를 유지하고 있는데 중력의 크기는 잡아당기는 물체들의 질량에 달려있다. 만약 하나의 쌍별이, 그 거리를 잴 수 있을 정도로 가까이 있고 우리가 그 별들의 궤도 운동을 한 주기 동안 관측할 수 있다면 중력과 운동의 법칙으로부터 그 질량을 계산해 낼 수 있다. 이런 점에서 태양의 질량은 행성에 미치는 태양의 중력이 미치는 영향으로 계산한다.

'게자리 제타별(zeta cancri, 제타 켄크리)'은 눈에 보이는 세 개의 별(A, B, C)과 보이지 않는 하나의 백색 왜성으로 이루어진 흥미로운 '다중별계(Multiple system)'이다. A별에 대한 이 별들의 최근 운동에 대한 분석은 네 개의 구성별들이 모두 태양과 비슷한 질량을 가지고 있다는 결론을 도출했다. 별의 밝기와 주계열 위의 위치를 결정하는 것은 질량이다. 만약 최근에 만들어진 별의 질량이 태양보다 1/100이 작다면 그 별의 중심은 핵융합이 일어날 수 있는 온도를 가질 수 없다.

따라서, 그 천체는 별이 될 수 없고, 단지 행성과 같은 어두운 천체로 남을 것이다. 만약 목성 질량이 열 배만 더 컸더라면 목성은 희미한 적색 왜성으로 빛났을 것이고 태양은 쌍별계를 이루게 되었을 것이다. 반대로 태양보다 100배 이상의 질량을 가진 별들은 거의 없다. 그 이유는 다음에...