헤르츠스프룽-러셀 도표

Hertzsprung–Russell diagram
관측 자료 헤르츠스프룽-러셀 도표는 히파르코스 목록에서 22,000개의 별과 글리제 목록에서 1,000개의 별을 표시했습니다. 별들은 도표의 특정 지역에만 떨어지는 경향이 있습니다. 가장 눈에 띄는 것은 대각선으로, 왼쪽 위(뜨겁고 밝음)에서 오른쪽 아래(더 시원하고 덜 밝음)로 가는 것으로 주계열이라고 합니다. 왼쪽 아래는 백색 왜성이 발견되는 곳이고, 주계열 위에는 아성, 거성, 초성이 있습니다. 태양은 광도 1(절대 등급 4.8)과 B-V 색지수 0.66(온도 5780 K, 분광형 G2V)의 주계열에서 발견됩니다.

헤르츠스프룽-러셀 도표(Hertzsprung–R diagram, HR diagram 또는 HRD)는 항성의 절대적인 크기 또는 광도와 항성 분류 또는 유효 온도 사이의 관계를 보여주는 항성의 산점도입니다. 이 도표는 1911년 Ejnar Hertzsprung과 1913년 Henry Norris Russell에 의해 독립적으로 만들어졌으며 항성 진화에 대한 이해를 향한 주요한 단계를 나타냈습니다.

역사적 배경

19세기에 하버드 대학 천문대에서 대규모 항성 사진 분광 조사가 이루어졌고, 수만 개의 항성에 대한 분광 분류가 이루어졌고, 결국 헨리 드레이퍼 카탈로그로 끝이 났습니다. 이 작업의 한 부분에서 안토니아 모리는 스펙트럼 선의 폭에 따른 별의 분할을 포함했습니다.[1] 헤르츠스프룽은 좁은 선으로 묘사된 별들은 동일한 스펙트럼 분류의 다른 별들보다 더 작은 고유 운동을 하는 경향이 있다고 언급했습니다. 그는 이것을 좁은 선의 별들에 대한 더 큰 광도의 표시로 받아들였고, 이들의 여러 그룹에 대한 세속적 시차를 계산하여 그들의 절대적인 크기를 추정할 수 있게 했습니다.[2]

1910년 한스 오스왈드 로젠버그는 플레이아데스 성단 내의 별들의 겉보기 등급을 칼슘 K선과 두 수소 발머선의 세기와 비교하여 표시한 도표를 발표했습니다.[3] 이 스펙트럼선들은 분광 분류의 초기 형태인 별의 온도에 대한 대리 역할을 합니다. 같은 성단에 있는 별들의 겉보기 등급은 절대 등급과 같으므로 이 초기 도표는 사실상 온도에 대한 광도의 도표였습니다. 처음에 거리와 광도를 알 필요 없이 별들을 성단으로 보여주는 방법으로 오늘날에도 같은 유형의 도표가 여전히 사용되고 있습니다.[4] 헤르츠스프룽은 이미 이런 종류의 도표를 연구하고 있었지만, 그것을 보여주는 그의 첫 번째 출판물들은 1911년까지 아니었습니다. 이것은 또한 같은 거리에 있는 별 무리의 겉보기 등급을 사용한 도표의 형태였습니다.[5]

1913년 러셀의 초기 버전의 도표에는 헤르츠스프룽에 의해 확인된 마우리의 거대한 별들, 당시 측정된 시차를 가진 근처의 별들, 히아데스 성단의 별들, 그리고 몇몇 움직이는 무리들이 포함되어 있었습니다. 이동성단 방법을 사용하여 거리를 도출하고 이를 통해 해당 별들의 절대적인 크기를 얻을 수 있습니다.[6]

도표의 형태

헤르츠스프룽-러셀 도표에는 여러 가지 형태가 있으며 명명법이 잘 정의되어 있지 않습니다. 모든 형태는 동일한 일반적인 배치를 공유합니다: 광도가 더 높은 별들은 도표의 맨 위를 향하고, 표면 온도가 더 높은 별들은 도표의 왼쪽을 향합니다.

원도는 가로축에 별의 분광형을, 세로축에 절대 시각적 크기를 표시했습니다. 분광형은 수치적인 양은 아니지만, 분광형의 순서는 항성 표면 온도를 반영하는 단조로운 계열입니다. 현대의 관측 버전은 분광형을 별들의 색지수(20세기 중반에 만들어진 그림, 대부분 B-V 색)로 대체합니다. 이러한 유형의 다이어그램은 종종 관측 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램, 또는 구체적으로 색-크기 다이어그램(CMD)이라고 불리며, 관측자들에 의해 자주 사용됩니다.[7] 별들이 성단 내와 같은 동일한 거리에 있는 것으로 알려진 경우, 색-크기 도표를 사용하여 성단의 별들을 묘사합니다. 세로축은 별들의 겉보기 크기입니다. 성단 구성원의 경우, 모든 성단에 대해 겉보기 등급과 절대 등급 사이에 거리 계수라고 하는 하나의 추가 상수 차이가 있다고 가정합니다. 헤르츠스프룽과 로젠버그의 히아데스 성단과 플레이아데스 성단과 같은 근처의 열린 성단에 대한 초기 연구는 러셀이 절대적인 크기를 결정할 수 있는 모든 별에 대한 데이터를 수집하는 도표의 영향력 있는 합성 몇 년 전에 최초의 CMD를 생성했습니다.[3][5]

도표의 또 다른 형태는 한 축에 별의 유효 표면 온도를 표시하고 다른 축에 별의 광도를 표시하며, 거의 변함없이 로그 도표로 표시합니다. 항성 구조와 항성의 진화에 대한 이론적 계산은 관측 결과와 일치하는 도표를 만듭니다. 이러한 유형의 다이어그램은 온도-광도 다이어그램이라고 할 수 있지만 이 용어는 거의 사용되지 않습니다. 구별이 되면 대신 이 형식을 이론적 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램이라고 부릅니다. 이 형태의 H–R 도표의 특이한 특징은 온도가 고온에서 저온으로 표시된다는 것인데, 이는 H–R 도표의 이 형태를 관측 형태와 비교하는 데 도움이 됩니다.

비록 두 종류의 도표는 비슷하지만, 천문학자들은 두 도표를 극명하게 구분합니다. 이렇게 구분하는 이유는 하나에서 다른 하나로 정확히 변환되는 것이 사소하지 않기 때문입니다. 유효 온도와 색 사이를 가기 위해서는 색-온도 관계가 필요하고, 그것을 구성하는 것은 어렵습니다. 그것은 항성 구성의 함수로 알려져 있고, 항성 회전과 같은 다른 요소들에 의해 영향을 받을 수 있습니다. 광도 또는 절대 볼로메트릭 크기를 겉보기 또는 절대 시각적 크기로 변환할 때는 볼로메트릭 보정이 필요합니다. 볼로메트릭 보정은 색상-온도 관계와 동일한 소스에서 발생할 수도 있고 발생하지 않을 수도 있습니다. 또한 관찰된 물체와의 거리(즉, 거리 계수)와 성간 외피의 영향을 색상(적색)과 겉보기 크기(여기서 그 영향을 "멸종"이라고 함) 모두 알아야 합니다. 항성 먼지가 심한 별들은 색 왜곡(붉은색 포함)과 소멸(혼탁) 현상도 뚜렷합니다. 따라서 항성 진화에 대한 이론적 예측과 관측을 직접 비교하는 이상은 이론적 양과 관측 사이의 변환에 발생하는 추가적인 불확실성을 가지고 있습니다.

해석

불안정성 스트립 및 그 구성요소가 강조 표시된 HR 다이어그램

대부분의 별들은 도표에서 주계열이라 불리는 선을 따라 그 영역을 차지합니다. 별들이 주계열에서 발견되는 생애의 단계 동안, 그들은 중심핵에서 수소를 융합하고 있습니다. 별들의 다음 농도는 수평가지(핵심에서 헬륨 융합, 핵을 둘러싼 껍질에서 수소 연소)에 있습니다. 또 다른 두드러진 특징은 A5와 G0 스펙트럼 유형 사이의 영역과 +1과 -3 절대 크기 사이에 위치한 헤르츠스프룽 간격(즉, 주 시퀀스의 상단과 수평 분기의 거성 사이)입니다. RR Lyrae 변광성은 그림의 불안정 띠라고 불리는 부분에서 이 간격의 왼쪽에서 찾을 수 있습니다. 세페이드 변수는 더 높은 광도의 불안정성 스트립에도 떨어집니다.

H-R 도표는 과학자들이 성단이나 은하가 지구로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지 대략적으로 측정하는 데 사용될 수 있습니다. 이것은 성단에 있는 별들의 겉보기 등급을 알려진 거리를 가진 별들의 절대 등급과 비교함으로써 수행될 수 있습니다. 그런 다음 두 개의 주요 시퀀스가 겹칠 때까지 관찰된 그룹을 수직 방향으로 이동합니다. 두 그룹을 일치시키기 위해 브리지된 크기의 차이를 거리 모듈러스라고 하며 거리에 대한 직접적인 척도입니다(소멸 무시). 이 기법은 주 시퀀스 피팅으로 알려져 있으며 분광 시차의 한 종류입니다. 주계열의 꺼짐뿐만 아니라 적색 거성 가지 별의 끝도 사용할 수 있습니다.[8][9]

ESA의 Gaia 미션에 의해 본 도표는

ESA의 Gaia 미션에서 얻은 데이터로 백색 왜성만 보여주는 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램
ESA의 가이아에서 나온 도표의 일부입니다. 어두운 선은 부분 대류성에서 완전 대류성 적색 왜성으로의 전이를 나타내는 것 같습니다.

ESA의 Gaia 미션은 그림에서 알려지지 않았거나 존재하는 것으로 의심되는 몇 가지 특징을 보여주었습니다. 그것은 M-왜성에 대해 나타나는 주요 시퀀스에서 갭을 발견했고, 그것은 부분적으로 대류성 코어에서 완전 대류성 코어로의 전환과 함께 설명됩니다.[10][11] 백색 왜성의 경우 다이어그램은 몇 가지 특징을 보여줍니다. 이 도표에는 백색 왜성의 대기 구성으로 설명되는 백색 왜성의 냉각 순서에 따라 두 가지 주요 농도가 나타나는데, 특히 수소 대 헬륨이 백색 왜성의 대기를 지배합니다.[12] 세 번째 농도는 백색 왜성 내부의 핵심 결정화로 설명됩니다. 이것은 에너지를 방출하고 백색 왜성의 냉각을 지연시킵니다.[13][14]

항성물리학의 발전에 있어서의 역할

참고 항목: 항성핵합성
M67과 NGC 188 두 개의 열린 클러스터에 대한 HR 다이어그램으로, 서로 다른 연령에서 주 시퀀스가 꺼짐을 보여줍니다.

이 도표에 대한 고찰은 천문학자들로 하여금 그것이 별의 진화를 보여주는 것일지도 모른다고 추측하게 하였는데, 주요 시사점은 별들이 적색 거성에서 왜성으로 붕괴된 다음, 그들의 일생 동안 주계열의 선을 따라 내려간다는 것입니다. 그러므로 별들은 중력 에너지를 켈빈을 통해 복사로 변환시켜 에너지를 복사한다고 생각되었습니다.헬름홀츠 메커니즘. 이 메커니즘은 태양의 나이가 수천만 년에 불과하다는 결과를 낳았고, 지구가 그보다 훨씬 오래되었다는 증거를 가진 천문학자들과 생물학자들과 지질학자들 사이에 태양계의 나이에 대한 갈등을 만들었습니다. 이 갈등은 1930년대에 핵융합이 항성 에너지의 원천으로 밝혀지면서 비로소 해결되었습니다.

1912년 러셀이 왕립천문학회 회의에서 이 도표를 발표한 후, 아서 에딩턴은 이 도표를 항성 물리학에 대한 아이디어를 개발하기 위한 기초로 사용하도록 영감을 받았습니다. 1926년, 그의 책 별들의 내부 헌법에서 그는 별들이 어떻게 도표에 맞추는지에 대한 물리학을 설명했습니다.[15] 논문은 나중에 핵융합이 발견될 것으로 예상하고, 이 별의 동력원이 헬륨에 수소가 결합해 엄청난 에너지를 방출하는 것이라고 정확하게 제안했습니다. 이것은 특히 놀라운 직관적인 도약이었습니다. 그 당시에는 별의 에너지의 근원이 아직 알려지지 않았고, 열핵 에너지가 존재한다는 것이 증명되지 않았으며, 별들이 주로 수소로 구성되어 있다는 것(금속성 참조)조차 아직 발견되지 않았기 때문입니다. 에딩턴은 항성 내부에서 에너지의 복사 전달 열역학에 집중함으로써 이 문제를 피할 수 있었습니다.[16] 에딩턴은 왜성이 일생의 대부분 동안 주계열에서 본질적으로 정적인 위치를 유지할 것이라고 예측했습니다. 1930년대와 1940년대에 수소 융합에 대한 이해와 함께 적색 거성으로의 진화에 대한 증거를 뒷받침하는 이론이 등장했으며, 이 이론은 백색 왜성으로의 잔해 폭발과 내폭이 추측되는 경우였습니다. 초신성 핵합성이라는 용어는 1954년 프레드 호일이 제시한 개념인 초신성 이전 별의 진화와 폭발 과정에서 원소가 생성되는 것을 설명하는 데 사용됩니다.[17] 순수한 수학적 양자역학과 항성 과정의 고전적인 역학 모델을 통해 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램은 항성 시퀀스로 알려진 알려진 기존 경로로 주석을 달 수 있습니다. 더 많은 별이 분석되고 수학적 모델이 고려됨에 따라 더 희귀하고 변칙적인 예가 계속 추가됩니다.

참고 항목

참고문헌

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  3. ^ a b Rosenberg, Hans (1910). "Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden". Astronomische Nachrichten. 186 (5): 71–78. Bibcode:1910AN....186...71R. doi:10.1002/asna.19101860503.
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    Hertzsprung, E. (1911). "On the Use of Photographic Effective Wavelengths for the Determination of Color Equivalents". Publications of the Astrophysical Observatory in Potsdam. 1. 22 (63).
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서지학

외부 링크

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