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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 민감청백색별에 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