천문학 개론 별(항성)과 태양 2006. 10. 25

별에 대한 두가지 생각 마음 편하게 골치 아프게 반짝이는 별은 참 아름답다 항상 그 자리에서 언제까지나 반짝일것같다 점처럼 보이니깐 아주 작을거같다 큰 망원경으로 보면 좀 더 크게 보일것같다 골치 아프게 얼마나 멀리 떨어져있을까? - 거리 세월이 지나도 항상 그대로일까? - 수명 크기는 과연 얼마나 될까? – 크기 얼마나 뜨거울까? - 온도 무엇으로 이루어져있을까? – 내부구성 얼마나 무거운가? – 질량 태양이 별이라면 그외 다른 별들은 태양과 어떻게 다른가?

별(천체)와의 거리 시차를 이용한 측정법 가까운 별의 거리를 측정할 때 사용 ~ 100pc 1pc = 206265AU = 3.086 X 1018cm = 3.26 ly 가까운 별의 거리를 측정할 때 사용 ~ 100pc θ

별(천체)와의 거리 밝기를 이용한 측정법 빛의 밝기는 광원으로부터의 거리의 제곱에 반비례한다. 광원이 2배만큼 더 멀어지면 그 밝기는 (1/2)2이 된다, 즉 4배 더 어두워진다 고유 밝기를 앍고 있는 천체의 밝기를 재면 거리를 구할 수 있다

천체의 밝기(등급 ; Magnitude) 밝을 수록 값이 작다 1 등급 차이는 2.512배의 밝기 차이 5등급 차이는 정확히 100배의 밝기 차이 Δm(mA-mB) = - 2.5log10(LA/LB) mA, mB : A와 B의 등급 LA,LB : A와 B의 밝기

겉보기등급(Apparent Mag.) 시등급 (안시등급)이라고도 부름 우리 눈에 보이는 밝기 그대로 등급으로 바꾼 것 원래 밝은 천체라도 멀리 있으면 어둡게 보인다 원래 어두운 천체라도 가까이 있으면 밝게 보인다 거리에 따라 달라진다!!! 태양(-26.7), 달(-12.6), 금성(-4.4), 시리우스(-1.4), 베가(0.0), 어두운 별(+6.5), 가장 어두운 천체(+27~+28)

절대 등급(Absolute Mag.) 겉보기등급은 거리에 따라서 달라지므로 절대적인 밝기를 표시하기 위해 만듬 천체의 거리를 10pc 에 놓았을때의 등급 실제 천체의 절대적인 밝기를 나타냄 광도(Luminosity) : 단위시간당 방출하는 에너지 ( erg/sec ; Watt , erg = 10-7J )

겉보기 등급과 절대등급 관례에 따라 겉보기 등급은 m, 절대등급은 M 으로 표시 거리 d 에 있는 별의 겉보기 밝기 l 거리 D=10pc에 있을 때의 밝기 L 밝기는 거리의 제곱에 반비례 하므로 L/l = (d/D)2 = (d/10)2 Δm(=mA-mB) = - 2.5log10(LA/LB) m-M = 2.5log(d/10)2 = 5logd -5

겉보기 및 절대등급의 비교 태양 -26.74 +4.83 시리우스 -1.44 +1.45 아크투루스 -0.05 -0.31 겉보기 등급 절대등급 태양 -26.74 +4.83 시리우스 -1.44 +1.45 아크투루스 -0.05 -0.31 베가 +0.03 +0.58 스피카 +0.98 -3.55 버나드별 +9.54 +13.24 알파센타우리 +11.1 +15.45

별의 색(Color) 별은 고유의 색을 가지고 있다 붉은 색일수록 표면 온도가 낮고 푸른 색일수록 표면 온도가 높다 별의 표면온도: 50,000(O형) ~ 2700(K형)K 백조 자리의 Albireo

분광형(Spectral Type) 하버드 분광 분류계 - 스펙트럼의 모양에 따라 별을 분류 O, B, A, F, G, K, M “Oh, Be A Fine Guy, Kiss Me” 조기형(early type) 만기형(late type)

분광분류의 예 분광형을 결정하는 별의 물리적 특성 : 표면온도, 중력, 금속함량

헤르츠스프룽-러셀도 (Hertzsprung-Russell diagram)

광도계급 같은 분광형을 지니는 별에서 스펙트럼 선의 강도의 차이를 보임  별 표면에서의 중력에 의한 효과 광도 계급을 나눔(모건-키넌 광도계급) I : 초거성 II : 밝은 거성 III : 거성 IV : 준거성 V : 왜성 - 주계열성 VI : 준왜성

태양 – 가장 가까운 별 지구로부터의 거리 : 1 AU 질량 : 2X1030kg (지구의 약 33만배) 직경 : 140만 km (지구의 약 109배) 표면온도 : 5800도(K) 주요구성물질 : 수소(73%)와 헬륨(25%) 자전주기 : 24일 16시간 (적도에서)

태양 관측하기 망원경에 빛을 차단하는 필터를 반드시 부착 (대물렌즈쪽) 직접 눈으로 안보고 투영시킬 수도 있음 이른 아침 이후의 오전시간이 적당 (오후에는 지열의 증가로 인한 대기요동이 심하기 때문)

태양의 표면

태양의 대기 광구(Photosphere) : 육안으로 보이는 태양의 영역 또는 태양의 표면대기층 채층(Chromosphere) : 광구 바로 바깥쪽의 대기층으로 일식때 붉게 보임 전이층(Transition Region) : 채층과 코로나 사이의 얇은 층으로 온도가 급격하게 증가함 코로나(Corona) : 태양의 최외곽 대기층으로 두께는 100만km에 이른다

태양의 대기와 내부구조

쌀알무늬(Granulation) 검은 식탁보위에 쌀알을 뿌려놓은듯 쌀알무늬(Granulation) 쌀알 하나의 지름 : 700~1000km 광구 아래층에서 일어나는 대류운동의 상단이 드러나보이는 것 태양이 내부로부터 열에너지를 밖으로 보내고있다는 증거

흑점 자기장이 매우 강한 영역 주변 광구보다 온도가 1500도정도 낮으므로 어둡게 보인다 수명 : 수 시간~수 개월 크기 : 최대 5만 km 본영(umbra)과 반영(penumbra) 여러 개가 하나의 그룹을 이루기도함

흑점 주기(Sunspot Cycle) 태양표면의 흑점 총수는 약 11년의 주기를 두고 증감을 반복한다 극대기와 극소기가 반복됨 2006년 현재 : 감쇄기의 정점 흑점수 : 자기장의 활동의 척도 지구주변 우주환경에도 큰 영향

플라지와 홍염 플라지(Plage)는 흑점둘레에 밝게 나타나는 영역으로 밀도가 높은 고온기체 홍염은 태양면 가장자리에서는 붉은 색을 띈 불꽃모양의 밝은 돌출물로 보이고(Prominence) 태양면상에서는 검은 줄의 형태로 보인다(Filament) 정온홍염과 분출홍염이 있다

홍염(Filament) 플라쥐

홍염

플레어(Flare) 가장 급격하고 격렬한 분출현상 불과 5~10분동안에 수소폭탄 100만개에 해당되는 엄청난 에너지 방출(전력으로 따지면 미국에서 10만년간 쓸 정도) 온도는 1천만도에 이르며, X-선 및 자외선 영역에서도 강한 에너지 발생 서로 반대방향인 자기장들의 상호작용으로 상쇄에너지의 형태로 발생

코로나 그래프 EUV 영상 도플러 영상

코로나 물질 방출(CME) CME(Coronal Mass Ejection)라 부름 플레어 발생시 많은 양의 코로나 물질들(주로 전자와 양성자) 고속으로 행성간으로 유출되는 현상(500~1000km/s) 태양풍(Solar Wind) : CME와는 달리 평소에도 지속적으로 태양의 물질들을 방출하는 현상으로 그 세기가 약하다

코로나 물질 방출

오로라(Aurora) 태양으로부터 날아온 고에너지 입자들이 지구 자기장을 타고 극지방쪽으로 유입되면서 지구대기상층의 대기입자들과 충돌하여 이온화를 일으키면서 발생하는 현상 산소원자가 방출하는 녹색이나 적색 또는 질소원자가 방출하는 붉은색을 띈다 주로 양극 및 고위도 지방에서 많이 관측된다 지구자기장의 교란이 심할수록 발생빈도가 증가한다 캐다다 등지에서는 관광상품으로도 유명하다

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