항성의 스펙트럼 분류와 H-R도에 대한 자료

소개글

항성의 스펙트럼 분류와 H-R도에 대한 자료에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 항성대기의 물리적 특성
2. 항성대기의 온도
3. 별의 스펙트럼 분류
4. H-R도 그리고 항성의 등급과 색의 관계
5. 항성 대기의 중원소 함량
6. 광도의 분류
7. 색-색도
8. 항성대기의 원소함량에 따른 별의 종류
9. 분광시차법과 주계열맞춤법

본문내용

에 태양 근방에서 조금 멀리 나가면 많은 조기형 별이 존재한다. 물론, 대다수의 별들은 만기형 별이지만 상대적으로 다른 지역보다 조기형 별이 많이 존재한다는 것이다. 하지만, 예외적으로 울프-레이엣 별과 거대 조기형 별 그리고 특이 A형 별, 탄소 별, 중금속 별 등 많은 유형의 별들을 관측할 수 있다. 먼저, 울프-레이엣 별은 강한 항성풍을 내뿜는 별로 굉장히 고온이다. 울프 레이엣 별은 별의 질량이 수십 태양질량일 경우, 강한 항성풍에 의해 겉표피를 다 날려버리고 중심핵만 남은 별로 표면온도가 굉장히 높은 것이 특징이며, 이온화된 헬륨, 탄소, 산소와 같은 방출선이 나타나며, 선의 굵기는 굉장히 굵다. 울프-레이엣 별은 크게 WC별과 WN별로 나눌 수 있는데, 전자는 탄소가 과다한 별로, 이러한 유형의 별에서는 탄소와 산소의 스펙트럼이 두드러진다. 반면, WN별은 질소가 많은 별로 질소 2가 양이온 혹은 질소 4가 양이온 선이 두드러진다. 반면, 거대 조기형 별은 분광형 O, A, B에서 밝은 수소 발머 방출선이 나타나는 별들로 이러한 유형의 별들은 강력한 항성풍에 의하여 대기층이 팽창하기 때문에 항성의 질량이 서서히 감소하게 된다. 특이 A형 별은 이온화 Sr, Cr, Eu 스펙트럼 선이 강하게 나타나는 별로 이는 별 표면의 강한 자기장에 의한 것으로 보고 있다. 탄소별은 탄소가 산소에 비해 과다하게 존재하는 거성으로 흔히 탄소거성으로 불린다. 보통 표면온도는 대략 3,000K에서 4,500K 정도로 보통 별에 비해 온도가 낮다. 마지막으로 중금속 별은 M분광형의 거성으로 강한 분자 흡수 스펙트럼이 나타나며, TiO 이외에도 다량의 중금속 산화물이 존재한다.
9. 분광시차법과 주계열맞춤법
별들의 거리를 결정하는 방법으로 분광시차법과
주계열맞춤법에 대해 알아보도록 하겠다. 먼저,
분광시차법은 개개의 별에 대한 거리를 측정하는
것으로 먼저, 기준이 되는 H-R도를 준비하고 별을
관측하여 겉보기 등급에 대한 자료를 구한다. 이후,
잘 알려진 성단의 H-R도(여기서는 y축이 절대
등급과 관련된 것이어야 함)와 맞춤으로써 관측
하려고 하는 겉보기 등급과 잘 알려진 성단
내의 주계열 가지에 맞춤으로써 알게 된 절대등급
을 토대로 포그슨 방정식을 이용함으로써 거
리를 측정할 수 있다. 하지만, 분광시차는
개개의 별을 통해 거리를 측정하는 것으로
H-R도 상에서 주계열 가지의 폭이 넓기 때
문에 꽤 큰 오차가 발생한다. 보통, 주계열
가지의 폭에 의해 생기는 절대등급의 오차
는 대략 1등급으로
식을 미분하면, 의 식을
구할 수 있다. 여기서 이 대략 1정도
이므로, 정도가 된다. 즉, 대략 50% 정도의 오차가 발생한다. 반면, 주계열 맞춤법이란 성단의 별 전체에 적용하는 것으로 눈금이 확정된 기준 H-R도를 준비하고 관측한 성단 구성원 별의 분광형-겉보기 등급 표를 교차하여 포그슨 방정식에 의해 거리를 구하는 방식이다. 이러한 주계열 맞춤법을 사용하면 분광시차법에 비해 오차를 상당히 줄일 수 있다는 장점이 있다.

키워드

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