헤르츠스프룽-러셀 圖表 ( 英語 : Hertzsprung?Russell diagram 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램 ^{[ * ]} , 文化語 : 헤르쯔슈프룽-라쎌圖表 ^[1] , H-R도 또는 HR도 )는 恒星天文學 에서 恒星 의 絶對等級 ( 광도 )과 表面溫度 ( 分光型 )의 關係를 나타낸 産漸도 이며, 恒星進化 硏究에 큰 디딤돌이 되었다. 이름은 1911年 圖表를 考案한 아이나르 헤르츠스프룽 과 헨리 노리스 러셀 에서 따 왔다.

歷史的 背景 [ 編輯 ]

19世紀 하버드 大學校 天文臺 에서는 寫眞을 利用한 大規模 恒星 分光 硏究를 進行하고 있었으며, 이 過程에서 恒星 多數의 分光型이 測定되어 헨리 드레이퍼 目錄 으로 集大成되었다. 헨리 드레이퍼 目錄의 한 部分에는 안토니아 모리가 恒星을 스펙트럼선의 두께로 分類해둔 硏究가 실렸는데, ^[2] 아이나르 헤르츠스프룽 은 分光型이 같은 恒星 中에서 스펙트럼선이 얇을수록 固有運動 의 값이 적음을 눈치채고, 스펙트럼선이 얇을수록 光度가 큰 별이라고 假定한 後 恒星 一部의 永年 時差를 計算하여 絶對等級을 推定하였다. ^[3]

1910年 헨리 노리스 러셀 은 플레이아데스 星團 에 있는 恒星의 겉보기等級과 칼슘 K선 및 水素 발머選 을 對備하는 圖表를 發表했다. ^[4] 當時 恒星의 스펙트럼선을 恒星 分類의 一種으로서 使用하였으며, 같은 星團에 所屬된 恒星의 겉보기等級은 恒星 絶對等級의 順序와 같기 때문에 러셀의 圖表는 實質的으로 광도와 溫度를 比較한 圖表였다. 現在에도 星團까지의 距離나 星團의 光度를 測定하지 않고 星團의 恒星을 標示하기 위해 이러한 圖表를 使用하기도 한다. ^[5] 헤르츠스프룽 또한 비슷한 圖表를 作成하고 있었지만, 圖表가 처음으로 出版된 것은 1911年이었다. 헤르츠스프룽의 圖表 또한 星團에 所屬된 恒星의 겉보기等級을 使用하였다. ^[6]

러셀의 初期 (1913年) 圖表에서는 헤르츠스프룽이 찾았던 안토니아 모리의 巨星, 當時 時差 測定값이 있던 近方 恒星, 히아데스 星團 의 恒星, 運動星團法을 使用할 수 있던 運動星團 一部 恒星이 包含되었다. ^[7]

圖表 形態 [ 編輯 ]

헤르츠스프룽-러셀 圖表는 여러 形態가 있으며, 命名法 또한 明確하게 定義되어 있지 않다. 모든 圖表 形式은 光度가 큰 별이 慰勞, 溫度가 높은 별이 왼쪽으로 가게끔 定義되어 있다.

처음 提示된 元本 圖表에서는 가로軸에 恒星의 分光型을, 세로軸에 絶對等級 을 表記했다. 分光型은 數値로 주어지는 값은 아니지만, 分光型의 順序는 恒星의 表面 溫度를 反映하는 單調函數 로서 기능한다. 現代에 使用하는 圖表에서는 分光型을 色指數 (20世紀 中盤, B-V를 主로 使用)로 代替하여 使用한다. 普通 이러한 形態를 觀測 헤르츠스프룽-러셀 圖表 ( Observational Hertzsprung?Russell diagram )나 色等級도 ( 色 等 級 圖 , Color-magnitude diagram )라고 부르며, 觀測 分野에서 主로 使用한다. ^[8] 星團 처럼 거리 指數 가 存在할 程度로 恒星 間의 距離 差異가 크지 않은 境遇, 色等級도의 세로軸을 겉보기等級 으로 交替하여 星團 內 恒星을 說明하기 위해 使用하기도 한다. 러셀이 絶對等級을 測定한 모든 恒星의 데이터를 모으기 몇 年 前, 헤르츠스프룽과 로젠버그는 히아데스나 플레이아데스 星團처럼 近方의 散開星團을 觀測하여 最初의 色等級度를 만들었다. ^{[4] [6]}

항성救助 와 恒星進化 의 理論的 값을 利用하여, 恒星의 有效溫度 와 광도 를 로그 눈금 形態로 表記하는 形式도 있으며, 위의 觀測 값과 一致하는 모습을 보인다. 이러한 形態를 理論 헤르츠스프룽-러셀 圖表 ( Theoretical Hertzsprung?Russell diagram )나 溫度-광도 圖表 ( Temperature-luminosity diagram )라 부르지만, 두 番째 用語는 別로 使用하지 않는다. 이 形式에서는 溫度를 高溫에서 低溫 巡으로 作成하여, 觀測 形態와 比較하기 쉽게끔 한다.

두 圖表의 形式은 類似하지만, 天文學界에서는 둘 사이에 明確한 區分을 두는데, 이는 두 形式 間의 變換이 그리 簡單하지 않기 때문이다. 有效溫度와 色相 間의 變換은 色-溫度 關係 가 必要한데, 恒星의 性質이나 自轉 速度 가 必要해 計算하는 것이 어렵다. 光度나 絶對輻射等級 을 가시광 帶域의 絶對等級이나 겉보기等級으로 變換하기 위해서는 複寫 變換이 必要한데, 色-溫度 關係와 源泉的으로 다르기도 하다. 또한 天體까지의 距離(거리 指數)와 色 및 等級 領域에서의 消光 效果까지 알아야 한다. 恒星進化의 理論값을 觀測값으로 完璧히 變換하기 위해서는 不確定性이 매우 크다.

解釋 [ 編輯 ]

恒星 大部分은 圖表 床의 가운데 線인 主系列 에 位置한다. 主系列에 있는 恒星은 中心核에서 水素 核融合 을 일으킨다. 恒星은 水平거성열 에 두 番째로 많으며, 여기서는 核에서 헬륨 核融合 이, 核 周邊에서 水素 核融合이 일어난다. 分光型 A5와 G0, 絶對等級 +1과 -3 사이(主系列 맨 胃와 水平거성열 사이)에는 헤르츠스프룽빈틈 이 있다. 헤르츠스프룽빈틈 왼便은 不安定띠 라 부르며, 거문고자리 RR型 變光星 이 位置한다. 不安定띠의 光度가 높은 地域에는 歲페이드 變光星 이 있다.

헤르츠스프룽-러셀 圖表는 星團 이나 銀河 가 地球에서 얼마나 떨어졌는지 가늠하는 尺度로 使用할 수도 있다. 星團의 겉보기等級을 거리를 알고 있는 星團의 絶對等級과 比較하면 推定 對象 星團과의 等級 差異를 알 수 있으며, 이 값이 거리 指數 가 되어 ( 消光 을 無視할 때) 거리를 正確히 測定할 수 있다. 이 方法을 主系列맞추기라 부르며, 分光視差 의 一種이다. 主系列의 꺾이는 部分이나 赤色巨星가지의 尖端部 를 使用할 수 있다. ^{[9] [10]}

가이아 衛星에서 作成한 圖表 [ 編輯 ]

가이아 衛星의 資料를 使用한, 白色矮星 萬 標示된 헤르츠스프룽-러셀 圖表.

가이아 衛星이 作成한 圖表의 一部로, 검은 線은 赤色矮星 이 部分 對流에서 全體 對流로 變化하는 部分을 나타내는 것으로 推定하고 있다.

유럽 宇宙局 의 가이아 衛星 의 資料로 作成한 圖表에서는 旣存에 밝혀지지 않았거나, 存在를 推定만 했던 部分이 밝혀졌다. 主系列의 M型 矮星 에 나타나는 틈을 發見하였으며, 赤色矮星의 核이 部分的인 對流에서 全體的인 對流로 變化하는 部分이라고 推定하고 있다. ^{[11] [12]} 白色矮星 部分에서는 大氣 成分이 水素 認知 헬륨 認知에 따른 두 集中 部分이 存在했다. ^[13] 세 番째 集中 部分은 白色矮星의 核이 結晶化되며, 에너지를 放出해 冷却을 늦추기 때문으로 說明한다. ^{[14] [15]}

항성物理學의 發展 [ 編輯 ]

  恒星 核合成 文書를 參考하십시오.

헤르츠스프룽-러셀 圖表가 처음 發表된 後 圖表를 使用해 恒星進化 를 表示하려는 天文學者들이 一部 存在했다. 初期에는 主로 恒星이 自體 重力으로 빛을 내는 켈빈-헬름홀츠 期作 을 통해, 巨星에서 主系列을 따라 내려가 矮星이 될 것으로 推定했는데, 이를 基盤으로 計算하면 太陽의 壽命은 몇千萬 年밖에 되지 않아, 地球의 나이를 더 길게 計算한 生物學界 및 地質學界에서 論難이 되었으며, 1930年代 恒星의 에너지源이 核融合임이 밝혀짐에 따라 論難이 解消되었다.

1912年 王立天文學會 에서 러셀이 圖表를 發表한 後, 아서 스탠리 에딩턴 은 圖表를 항성物理學 의 基盤으로 使用하는 構想을 進行했다. 에딩턴은 1926年 著書 "恒星의 內部構造"에서 圖表에 있는 恒星의 內部 物理 期作을 說明했는데, ^[16] 以後 核融合 의 發見을 豫測하였고, 恒星의 에너지源이 水素를 헬륨으로 연소시키며 發生하는 에너지라고 正確히 主張하였다. 當時 恒星의 에너지源은 如前히 不明이었기 때문에, 相當히 直觀的인 推論이었다. 核融合의 存在 自體는 證明되지도 않았었고, 恒星 構成成分의 大部分이 水素 林道 밝혀지지 않았었다. 에딩턴은 恒星 內 熱輻射 의 熱力學 에 集中함으로서 이 問題를 回避하였다. ^[17] 에딩턴은 矮星은 一生 동안 主系列에서 比較的 가만히 位置를 維持한다고 推定하였다. 1930年代와 1940年代 水素 核融合이 밝혀지며 居城이 暴發하여 白色矮星이 된다는 理論이 登場하였다. 1954年 프레드 호일 은 超新星이 일어나는 恒星에서의 核融合을 說明하기 위해 超新星 核合成 이라는 用語를 使用하였다. ^[18] 古典力學과 量子力學 을 통해, 헤르츠스프룽-러셀 圖表上에서 恒星의 移動 經路를 標示할 수 있게 되었으며, 恒星의 分析 件數가 增加하고 여러 數學的 理論이 登場함에 따라, 稀貴하고 異例的인 境遇 또한 繼續 追加되고 있다.

같이 보기 [ 編輯 ]

• 點根據盛熱
• 銀河 色等級도
• 하야시經路
• 헤니에이經路
• 헤스 다이아그램
• 레드클럼프
• 항성分類
• 赤色巨星가지의 尖端部

各州 [ 編輯 ]

參考 資料

• Casagrande, L.; Portinari, L.; Flynn, C. (November 2006). “Accurate fundamental parameters for lower main-sequence stars”. 《MNRAS》 373 (1): 13?44. arXiv : astro-ph/0608504 . Bibcode : 2006MNRAS.373...13C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10999.x . S2CID   16400466 .  
• Porter, Roy (2003). 《The Cambridge History of Science》 . Cambridge, UK: Cambridge University Press. 518 쪽. ISBN   978-0-521-57243-9 .  
• Sekiguchi, Maki; Fukugita, Masataka (August 2000). “A Study of the B-V Color-Temperature Relation” . 《The Astronomical Journal》 120 (2): 1072?1084. arXiv : astro-ph/9904299 . Bibcode : 2000AJ....120.1072S . doi : 10.1086/301490 . S2CID   14679334 . 2008年 9月 14日에 確認함 .  
• Smith, Robert (1995). 《Observational Astrophysics》 . Cambridge, UK: Cambridge University Press. 236 쪽. ISBN   978-0-521-27834-8 .  

外部 링크 [ 編輯 ]

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헤르츠스프룽-러셀 圖表

• Omega Cen H-R animation of a Hertzsprung?Russell diagram created from real Hubble data
• JavaHRD an interactive Hertzsprung?Russell diagram as a Java applet
• BaSTI a Bag of Stellar Tracks and Isochrones, simulations with FRANEC code by Teramo Astronomical Observatory
• Leos Ondra: The first Hertzsprung-Russell diagram
• Who first published a Hertzsprung-Russell diagram? Hertzsprung or Russell? Answer: neither!