지구과학 - 별(star, 항성)

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)  파장이 짧은 (진동수가 큰) 단파일수록 고에너지 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 별의 운동  전자기파  물결파 별의 운동 cf. 항성  V: 운동속도(공간속도) V2 = Vr2 + Vt2  고유운동(μ) : 별이 1년간 이동한 각거리 [’’/year]  시선속도(Vr) - 별의 운동속도 중 시선에 나란한 성분 - ( ) 효과를 이용해 측정 (λ2 – λ) / λ = Vr / c (λ: 원래 파장, λ2: 새로운 파장)  접선속도(Vt) - 별의 운동속도 중 시선에 수직인 성분 - 같은 고유운동을 해도, ( )에 따라서 달라짐 별의 일주운동(日週運動)  http://www.youtube.com/watch?v=3V3rmDG5J8A  지구의 자전으로 인하여, ( )을 중심으로 별들이 겉으로 보기에 원운동을 함 <참고> 밤하늘에서 북극성을 찾으려면? 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 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 2) 주계열 이탈  가벼운 별 (~ Msun)  무거운 별 (>8 Msun)  태 양 의 예 상 경 로 다음 시간  성단  우리 은하  우주