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빛이 없이 어둠이 내린 밤하늘을 바라다 보면 수많은 별들이 반짝이는 것을 볼 수 있다. 그렇지만 밤하늘에 보이는 별이 모두 같지는 않다. 사진에서 볼 수 있는 오리온자리처럼 별들이 처음에는 하얀 점으로 보이지만, 자세히 관찰해 보면 붉은색이나 푸른색으로 보이는 별들도 있다는 것을 알 수 있다. 밤하늘의 별은 오랫동안 인간에게 수수께끼 그 자체였으며, 우리가 별을 제대로 이해하기 시작한 것은 19세기에 이르러서였다. 오늘 날 별은 빛을 내는 가스로 이루어진 거대한 천체라고 알려져 있다. 이 빛으로 별의 밝기와 색, 온도와 같은 정보를 알아내면서 별을 좀 더 잘 알게 되었다. 그러나 태양 너머의 별들은 지구에서 아주 멀리 떨어져 있어 한 점으로만 보이고, 아무리 성능이 좋은 망원경으로도 별의 표면이 어떠한지는 알기 어렵다. 우리가 키우는 애완동물의 키나 몸무게, 생김새 등이 서로 다르듯이 밤하늘에 있는 수많은 별들도 그 특징이 서로 다르다. 지구에서 별까지의 거리는 매우 멀기 때문에 별에 직접 가서 특징을 확인하는 것은 불가능하지만, 우리는 별에 관한 많은 정보를 알고 있다. 우리는 밤하늘에서 수많은 별들을 볼 수 있다. 밤하늘의 별들은 처음에는 작은 점처럼 보이지만, 자세히 관찰해 보면 유난히 붉게 보이거나 푸르게 보이는 별들을 발견할 수 있다. 별의 색은 왜 이렇게 다른 것일까? 별빛을 측정하여 얻은 에너지를 이용하여 별의 색을 결정하는 요인이 무엇인지 알아보자. 별이 어떤 파장에서 가장 많은 에너지를 방출하는지에 따라 별의 색이 달라진다. 그림 1에서 표면 온도가 4,000K인 별은 붉은색 파장에서 가장 많은 에너지를 방출하여 붉게 보이며, 표면 온도가 13,000K인 별은 붉은색보다 푸른색에서 더 많은 에너지를 방출하여 푸르게 보인다. 즉, 별은 표면 온도에 따라 방출하는 빛의 파장이 다르며, 이 때문에 별은 서로 다른 색을 가지게 된다. 별의 대기는 별의 내부에 비해 온도와 밀도가 낮기 때문에 별이 방출하는 연속 스펙트럼 중 특정 파장의 빛을 흡수하여 흡수선 스펙트럼을 만든다. 이 때문에 우리에게 전달되는 빛은 별의 연속 스펙트럼을 배경으로 한 흡수선 스펙트럼으로 보인다. 별의 흡수선 스펙트럼은 별의 표면 온도에 따라 서로 다르다. 따라서 별빛에 따라 서로 다르게 나타나는 흡수선 스펙트럼의 세기를 비교하면 별의 표면 온도를 알아낼 수 있다. 별의 표면 온도에 따른 흡수선의 특징을 종합하여 별을 분류한 것을 분광형이라고 한다. 따라서 분광형은 별의 표면 온도를 나타내는 척도이다. 표면 온도가 약 30,000K 이상인 뜨겁고 푸른색인 별은 O형, 그보다 온도가 낮은 별은 순서대로 B, A, F, G, K, M형으로 구분한다. 별은 크기가 같다면 온도가 높은 별이 낮은 별보다 더 많은 양의 복사 에너지를 방출한다. 별에서 방출하는 단위 면적당 복사 에너지의 양은 별의 표면 온도의 네제곱에 비례한다. 이를 슈테판·볼츠만 법칙이라고 한다. 한편, 같은 분광형으로 분류되는 별은 같은 온도의 별이라고 할 수 있다. 그러나 관측을 통해 같은 분광형의 별이라도 밝기에 크게 차이가 나는 별이 있다는 것을 알게 되었다. 별의 밝기를 표현하는 광도는 별의 전 표면적을 통해 방출하는 복사 에너지의 양이다. 따라서 별의 밝기는 별의 온도뿐만 아니라 복사 에너지를 방출하는 별의 표면적에도 관련이 있다. 즉, 같은 온도의 별이라도 반지름이 더 큰 경우 표면적이 더 크므로 더 많은 복사 에너지를 방출하며, 이 때문에 광도가 더 높다. 별의 광도와 표면적을 비교해 보면 광도는 별의 반지름의 제곱에 비례하여 나타난다. 광도는 표면 온도뿐만 아니라 별의 크기에 따라서도 달라진다. 광도와 별의 크기가 어떤 관계를 가지는지 알아보자. 별 표면의 단위 면적이 단위 시간당 방출하는 에너지는 표면 온도의 네제곱에 비례한다. 또한, 별이 단위 시간당 방출하는 에너지의 총량인 광도는 이 에너지에 별의 전체 표면적을 곱한 것이다. 즉, 광도는 별 표면 온도의 네제곱에 비례하고 별 크기의 제곱에 비례한다. 따라서 표면 온도나 분광형이 같을 경우에는 광도가 큰 별일수록 크기가 더 크며, 광도가 같은 경우에는 표면 온도가 낮은 별일 수록 크기가 더 크다. 이처럼 별의 광도를 이용하면 별의 표면 온도와 크기를 비교할 수 있다. H-R도란 무엇인가? 몸의 비만도를 알기 위해서는 많은 검사를 진행해야 하지만, 체질량지수를 이용하면 대략적으로 알아볼 수 있다. 체질량지수는 키와 몸무게를 이용하여 지방의 양을 추정하는 것으로, 체지방률 및 건강 위험도를 간단하게 알아볼 수 있다. 수집된 통계 자료들을 단순하게 표로 나타내는 것은 구체적인 수치는 파악할 수 있지만, 정보를 쉽게 분석하기에는 어려움이 따른다. 그러나 이러한 자료들을 점이나 선을 사용한 그래프로 표현하면 한눈에 알아보기도 좋고, 변화 추세와 경향성을 쉽게 파악할 수 있다. 별들도 이처럼 중요한 변수를 이용하여 그래프로 나타내면 별의 특성을 쉽게 파악할 수 있다. 별의 분광형은 표면 온도에 의해 결정되며, 광도는 표면 온도 및 별의 크기에 따라 달라진다. 따라서 분광형과 광도 또는 절대 등급을 이용하면 별의 특성을 쉽게 이해할 수 있다. 이렇게 분광형과 광도 또는 절대 등급을 이용하여 별의 특성을 이해할 수 있게 만들어진 그래프를 H-R도라고 한다. 별의 분광형과 광도 또는 절대 등급을 이용한 H-R도는 어떻게 만들어지는 것일까? H-R도에서 대부분의 별들은 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 띠를 따라 분포한다. 이것을 주계열이라고 하며, 이곳에 위치하는 별들을 주계열성이라고 한다. 우리가 관측하는 대부분의 별들은 주계열성에 포함된다. 주계열성의 경우 별의 표면 온도가 높을수록 크기가 증가하므로 광도도 증가한다. 한편, 주계열의 오른쪽 위에는 거성이나 초거성으로 불리는 밝은 별들이 있고, 주계열의 왼쪽 아래에는 백색 왜성이라고 불리는 별들이 분포한다. 거성이나 초거성은 크기가 커서 표면 온도가 같은 주계열성에 비해 광도가 크다. 백색 왜성은표면 온도는 높은 편이나 크기가 작아 광도도 작은 별이다.