천문학 정리자료

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천문학 정리자료에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 천체 간의 불안정 한계
2. 쌍성펄서(twin pulsar)
3. 항성대기의 평균분자량 계산
4. 초광속운동
5. 성간소광
6. 은하의 스펙트럼을 통한 구분
7. 나선은하의 회전속도곡선
8. 우주척도인자
9. 도플러 효과를 이용한 행성의 자전속도 측정
10. 열적 복사에 의한 스펙트럼
11. 주계열성의 거성 진화

본문내용

은하의 스펙트럼을 통한 구분
은하는 스펙트럼을 통해서 해당 은하가 타원은하인지, 나선은
하인지 혹은 불규칙은하인지 구분할 수 있다. 먼저, 타원은하는
오른쪽 그림에서 보는 것처럼 방출선이 없고, 짧은 파장의 연속
복사가 약하게 나타난다. 타원은하는 굉장히 붉은색을 띠므로
특징적인 스펙트럼으로 G band가 나타난다. 반면, 만기형 나선
은하의 경우는 별생성이 활발하므로 특징적으로 선과 선이
특징적으로 나타난다. 또한 금지선이 존재하며 이는 폭발
적 별 생성은하와 비슷한 스펙트럼을 보인다. 나선은하와 폭발적 별생성은하의 스펙트럼은 오른쪽 그림과 같다. 반면, 세
이퍼트 은하는 특별한 스펙트럼 분포를 띤다. 세이퍼트 은하는 선과 선이 극단적으로 넓으며 좁은 선폭의 금지선인 선이 나타난다. 이러한 방법으로 은하의 스펙트럼을 통해서 은하의 유형을 분류할 수 있다.
7. 나선은하의 회전속도곡선
나선은하의 회전속도곡선은 오른쪽 그림과 같이 나타난다. 팽대부에서는 강체회전을 하는 관계로 회전속도는 거리에 비례한다. 반면, 원반부에서는 회전속도가 반경에 반비례하는 반면, 일정 거리 이후부터 회전속도는 반경에 상관없이 일정하다. 우리는 이러한 은하의 회전속도곡선을 통해서 은하의 질량분포를 추정할 수 있다. 먼저, 팽대부의 질량분포에 대해서 알아보도록 하자. 팽대부는 은하 중심의 원형부에 해당한다. 대체적으로 중심에서 1kpc까지의 거리가 중앙팽대부에 해당한다. 이 지역에서는 의 관계에 의해 의 관계식이 만족하며, 의 관계가 만족한다. 또한, 강체회전에 의한 의 관계가 만족하기 때문에 팽대부에서 밀도는 반경에 증가함에 관계없이 일정하다. 반면, 의 영역에서 의 관계가 성립하기 때문에 의 식에서 의 관계가 성립하므로 의 식이 성립한다. 그렇다면, 중심으로부터 거리가 멀리 떨어진 영역을 보도록 하자. 여기서는 회전속도가 중심으로부터의 거리에 상관없이 거의 일정한 것을 볼 수 있는데 이를 통해서 은하로부터 멀리 떨어진 지점의 밀도분포를 대략적으로 유추할 수 있다. 의 관계에 의해서 의 관계가 성립되며 는 일정하기 때문에 의 관계가 성립되어야 한다.
8. 우주척도인자
척도인자(scale factor)는 팽창우주론에서 시간이 지남에 따라 증가한다. 과거에 왔던 빛의 파장을 라고 하고 이것이 현재 도달했을 때의 늘어진 빛의 파장을 라고 한다면, 빛이 이동하는 동안 적색이동효과는 아래와 같이 기술할 수 있다.
우리는 여기서 을 팽창척도인자라고 하는데 우주가 팽창함에 따라 팽창척도인자의 값은 증가한다. 이렇게 시간에 따른 팽창척도인자의 차이를 통해 해당 시기의 복사밀도비와 물질밀도 비율을 계산할 수 있다. 복사밀도는 거리척도의 네제곱에 반비례하는 반면, 물질밀도는 거리척도의 세제곱에 반비례한다. 만약, 우리에게 도달한 빛의 적색이동량을 알 경우, 해당 시기의 온도와 물질밀도 혹은 에너지 밀도를 알 수 있다. 만약 과거로부터 온 빛의 적색이동량(z)이 999일 경우,
이므로, 이다. 여기서 해당시기와 현재시기의 물질밀도와 복사밀도를 구할 수 있다. 적색이동량이 999일 경우, 이며 이다. 이는 가 999인 시기에 물질밀도는 현재보다 배 높았으며 복사밀도는 현재보다 배 높았다는 것을 의미한다.
9. 도플러 효과를 이용한 행성의 자전속도 측정
도플러 효과를 통해서 행성의 자전속도를 측정할 수 있다. 오른쪽의 그림 (가)는 수성의 자전주기를 측정하기 위해 진동수 의 전파펄스를 수성에 보낸 후 반사되어 돌아온 신호 중, 최초 신호가 도달한 후 후
에 도달한 신호를 나타낸 것이다. 그리고 그림 (나)는 이
펄스가 수성 표면에서 반사되는 순간, 전파펄스의 반사면
과 직하점 사이의 각 등을 도식화하여 나타낸 것이다.
우리는 이 자료를 통해서 수성의 자전속도를 알 수 있다.
도플러 효과에 관한 공식은 로 여기서 를 구해보
면, 가 된다. 하지만, 여기서 구한 는 수성의 시선속도를 나타내며 수성의 실제의 자전속도를 구하기 위해서는 전파펄스의 반사면과 직하점 사이의 각을 알아야 한다. 여기서 직하점 사이의 각은 로 주어져 있으므로 의 식을 만족한다. 여기서 이므로 가 된다. 즉, 우리는 이러한 도플러 관측사실을 통해서 수성의 자전속도를 대략적으로 유추해낼 수 있다.
10. 열적 복사에 의한 스펙트럼
오른쪽 그림은 대표적인 성운 중 하나인 오리온성운의 전리수소 영역에서 나타나는 스펙트럼이다. 이러한 성운 등에 의해서 나타나는 스펙트럼은 대표적인 열적 스펙트럼에 의한 것으로 진동수가 낮은 영역에서는 플럭스의 세기가 진동수의 제곱에 비례하는 형태로 나타나는 반면, 특정 진동수 이상에서는 평탄한 형태를 띠고 있다. 빛의 세기는 아래와 같은 함수로 나타낼 수 있다.
여기서 광학적 깊이는 진동수의 제곱에 반비례하는 반면, 원천함수()는 진동수의 제곱에 비례한다. 이러한 사실에 근거하여 진동수가 낮을 경우에는 광학적 깊이는 무한대에 다다른다고 생각할 수 있다. 즉, 이러한 경우, 의 관계가 성립한다. 고로 위 그림에서 가 대략 9.1이하인 경우, 가 증가함에 따라 가 증가하는 그래프가 그려진다. 반면, 진동수가 커질 경우, 는 거의 0에 수렴한다고 볼 수 있으므로 이항정리에 의하면 의 식으로 근사할 수 있다. 즉, 빛의 세기는 의 식이 성립해서 의 값이 증가함에 따라 의 값은 일정한 값을 갖게 된다.
11. 주계열성의 거성 진화
주계열성에 위치하는 별들은 시간이
지나면 언젠가는 거성으로 진화할 것
이다. 하지만, 모든 주계열성에 위치한
별들이 거성으로 진화하는 것은 아니
다. 오른쪽 그림에서 X로 도시된 영
역은 헬륨연소가 시작되는 영역을 의
미한다. 주계열성의 별들은 거성이 되
는 과정에서 중심핵에 존재하는 수소를 모두 연소할 경우, 그 이후에는 헬륨을 탄소로 연소시키고 더 나아가 탄소를 산소, 네온, 마그네슘 등으로 계속적으로 연소시킨다. 하지만, 위 그림에서 보면 알 수 있듯이 질량이 태양 질량의 배 이상인 별들은 헬륨연소를 일으키지 않는다. 이는 질량이 굉장히 큰 별일 경우, 강한 항성풍으로 헬륨이 연소해서 탄소를 생성하기 전에 대부분의 질량을 손실한다. 즉, 거성이 될 수 없는 것이다.

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