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인천대학교 지구과학
별(star, 항성)
http://www.youtube.com/watch?v=b6X_rJBxK2c
Vincent Van Gogh, <Starry Night> (1889)
별의 밝기와 등급
기원전 2세기 히파르코스(Hipparchus)
눈에 가장 밝게 보이는 별 1등성
눈으로 겨우 볼 수 있는 별 6등성
* 밝기(brightness), 광도(luminosity)
그 후 사진측광, 광전측광 등 정밀 측정 결과,
1등성은 6등성보다 약 100배 밝다는 것이 알려 짐
즉, 한 등급 차이는 약 2.5배 밝기 차이
시등급 (m) = 실시 등급 = 안시 등급 = 겉보기 등급
예) 1등성(m=1), 2등성 (m=2)
절대 등급 (M): (
) pc 거리에서의 시등급
포그슨 방정식
m2 - m1 = 2.5 log (ℓ 1/ ℓ 2) 두 별 사이의 관계식
문) 1등성은 3.5등성에 비해 밝기가 몇 배 밝을까?
① 2.5배 ② 5배 ③ 7배 ④ 10배
거리 r 파섹에 있는 별의 밝기를 ℓ, 시등급을 m,
거리 10 파섹에 두었을 때의 별의 밝기를 L, 시등급을 M이라 하면,
M – m = 2.5 log (ℓ / L) 한 별에 대한 관계식
별의 밝기는 별까지의 거리의 (
)에 반비례
ℓ / L = (10 / r)2
거리의 공식
m – M = 5 log r – 5
별까지의 거리를 알고 있으면, 절대등급을 구할 수 있음.
또는 절대등급을 알고 있으면, 별까지의 거리를 구할 수 있음.
별의 색과 표면온도
표면온도가 (높/낮)을수록 (단/장)파장 쪽으로 복사
청백색/적황색으로 보임
예) 쇠막대기를 불에 달구면,
처음에는 검다가(적외선 방출),
점차 붉어지면서 주황, 노랑, 백색으로 바뀌고,
더욱 가열하면, 청백색으로 변하는 것을 볼 수 있다
청백색 별: 표면온도가 (
)별
황녹색 별: 표면온도가 ( ) 별
그러나 우리의 눈에는 황녹색별이 훨씬 더 밝은 것 처럼 보인다.
그 이유는?
사진건판은 (
)에 민감청백색별에 더 잘 감광
따라서, 관측 시 관측기기의 감광 파장영역을 고려해야 함
색 지수(CI) = 사진등급 – 안시등급
CI = 0 (백색별, 표면온도=약 만 K)
<
청색별
>
>
적색별
<
예) 태양의 표면온도는? 색지수는 양수인가 음수인가?
성간 물질이나 지구 대기 때문에
정확한 별빛의 색을 알기 위해서는 보정이 필요함
별의 스펙트럼
(일종의 바코드)
별의 본체:
- 고온의 고밀도 기체구
- 고온에서 원자 또는 이온으로 존재하는 가운데
심한 충돌로 인하여 높은 에너지를 가지며,
충돌로 입자들은 자주 들뜬 상태에 놓이며,
들뜬 상태가 붕괴하면서
에너지 상태(준위)의 변화(전이)에 따라 E를 방출
매우 많고 두꺼운 방출선이
스펙트럼의 거의 모든 영역을 커버 (연속스펙트럼)
https://www.youtube.com/watch?NR=1&v=jZO6W-DEVLk&feature=fvwp
https://www.youtube.com/watch?v=8TJ2GlWSPxI
별의 대기:
별 본체와 비슷한 화학 조성을 가지며
매우 희박한 저온 상태임
별의 표면에서 방출되는 연속스펙트럼을 선택 흡수
흡수선이 스펙트럼에 나타남
별 스펙트럼의 차이는
별 대기를 구성하는 기체 (
)의 차이라기보다,
별 대기의 (
) 차이에 기인함
별의 분광형
O, B, A, F, G, K, M 태양의 분광형 G2
스펙트럼의 흡수선 vs. 방출선
태양의 스펙트럼
태양은 하나의 별
(
)은 태양빛을 무지개색으로 분광하는데 성공
Isaac Newton (1642-1727) English scientist & mathematician, using prism to
break white light into spectrum. With Cambridge room mate John Wickins.
Engraving of 1874 (© Image Asset Management Ltd. / SuperStock)
플레어 폭발 시
파장이 짧은
(진동수가 큰)
단파일수록
고에너지
프라운 호프
스펙트럼을
자세히
한번 보세요…
프라운 호프
태양빛을 좀 더 정교하게 분광함
500여개의 흡수선(검은선, 암선)
태양의 대기 및 지구의 대기에 의한 흡수
태양의 화학적 구성성분에 대한 비밀을 발견!!
(수소 75%, 헬륨 20%, 리튬 5%)
별까지의 거리
천문단위 (AU: Astronomical Unit)
- 지구와 태양사이의 평균거리
1 AU = 1.5×108 km
광년 (LY : Light Year)
- 빛의 속도로 1년동안 간 거리
1 LY = 9.5×1012 km
(광속=3×108 m/s)
파섹(pc : parsec)
- 연주시차가 1〃가 되는 거리
1 pc = 206265 AU = 3.26 LY
<보조자료>
별의 운동
전자기파
물결파
P
P: 주기[s]. 나뭇잎이 한번 진동하는데 걸리는 시간
λ
f: 진동수[s-1]. 1초당 진동 횟수
f=1/P
V: 파의 이동속도 [m s-1]
V=fλ
별의 운동 cf. 항성
V: 운동속도(공간속도)
V2 = Vr2 + Vt2
λ
고유운동(μ) :
별이 1년간 이동한 각거리 [’’/year]
시선속도(Vr)
- 별의 운동속도 중 시선에 나란한 성분
-(
) 효과를 이용해 측정
(λ2 – λ) / λ = Vr / c
접선속도(Vt)
(λ: 원래 파장,
λ2: 새로운 파장)
- 별의 운동속도 중 시선에 수직인 성분
- 같은 고유운동을 해도,
(
)에 따라서 달라짐
λ2
별의 일주운동(日週運動)
http://www.yout
ube.com/watch?
v=3V3rmDG5J8A
지구의 자전으로
인하여, (
)을
중심으로 별들이
겉으로 보기에
원운동을 함
<참고> 밤하늘에서 북극성을 찾으려면?
북극성을 중심으로 밤하늘이 회전함을 실제로 확인할 수 있다!
별자리
태양 반대쪽 밤하늘에 1년 동안 나타나는 별자리
별의 일생
H-R diagram
덴마크-미국 천문학자
가로축: 표면온도, 분광형
세로축: 광도, 절대등급
두 가지 기본 물리량 사이의
놀라운 상관관계
- 주계열, 거성열, 백색왜성
광도 L (초당 방출 에너지)
= 4πR2 σT4
고온형, 중량급,
조기형, 젊은별
저온형, 경량급,
만기형, 늙은별
별의 탄생 및 초기
별은 성간 물질로부터 태어남 (성운설)
성간 구름에 작용하는 힘
-(
)을 일으키는 중력 vs. 구름을 ( )시키는 난류와 내부압력
원시성
- 수축하여, 내부온도 증가 및 외부로 E 방출
- 반경이 매우 커서 매우 밝게 보임
- 더욱 수축하여, 내부온도 상승에 따른 내부 압력 증가
중력 수축 중단 준 역학적 평형
- 내부 온도가 아직 핵융합 반응을 일으킬 정도는 아님
- 역학적 안정이 깨어지지 않는 범위에서 서서히 계속 수축
주계열성
- 중심온도가 (
) K에 이르면 수소핵 융합반응 시작
중력에 의한 수축 중단 역학적 평형 (안정한 정상적인 별)
1) 주계열 진입
수축으로
표면적 감소,
광도 감소
무거운 별일수록
빨리 주계열에 도달
0.1Msun < M < 100Msun
검은
폭발
왜성
불안정
2) 주계열 이탈
가벼운 별 (~ Msun)
무거운 He핵이 성장하면, 수소핵 반응 구역이
중심부 주변으로 밀려나고 외부층이 팽창하면서,
표면온도가 내려가 적색이 되지만,
별 전체의 광도는 크게 증가함 적색 거성
행성상 성운:
빛나는 가스 껍질과
플라즈마(전리기체)
로 구성된 천체
He핵 융합반응 (1억 K)
백색왜성:
중력수축으로 인한
고밀도 상황에서,
전자 및 양성자가
자유롭게 움직일
틈이 없이 빼곡히
들어차 있는
(
)상태에서
중력에 맞서고
있는 별
무거운 별 (>8 Msun)
중심부 변화: H He C Ne Mg Fe
에너지 흡수,
순간적 중력수축,
막대한 에너지 방출
1) 중성자별
2) 블랙홀
질량이 아주 크고 그 중력E가 워낙 커서
계속 수축이 진행 되어
별 표면의 빛조차 그 중력장을 빠져
나올 수 없을 정도의 크기로 작아짐
(약 3km 반경)
중성자
(중력수축에
의한 초고밀도
상황에서
전자와
양성자가 결합)
축퇴성
태
양
의
예
상
경
로
다음 시간
성단
우리 은하
우주