천문학 및 천체물리학 ; 별의 스펙트럼을 그래프로 그려서 발머계열을 나타내야 한다. 이 과정을 통해 알 수 있는 것은 스펙트럼을 그려 확인한 별의 온도와, 색깔, 분광형을 알 수 있다.

소개글

천문학 및 천체물리학 ; 별의 스펙트럼을 그래프로 그려서 발머계열을 나타내야 한다. 이 과정을 통해 알 수 있는 것은 스펙트럼을 그려 확인한 별의 온도와, 색깔, 분광형을 알 수 있다.에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. Background

2. Purpose

3. Method

4. Result

5. Conclusion

6. Reference

본문내용

다르기 때문에 별의 흡수 스펙트럼을 관측하면 별의 화학 성분을 알 수 있다.
③방출 스펙트럼
빛을 흡수한 원소가 다시 빛을 방출하며 생기는 스펙트럼이다. 방출 스펙트럼 또한 각 원소에 따라 흡수되는 파장이 다르다.
4) 볼츠만의 방정식
볼츠만의 방정식은 통계역학에 의하여, B상태의 원자의 개수밀도는 A상태(B>A)에 있는 원자의 개수밀도의 관계를 나타내는 식이다.
여기서 T는 절대온도, k는 볼츠만 상수를 나타내며 N은 각 준위의 개수밀도, E는 각 준위의 에너지를 나타낸다.
5) 사하의 방정식
사하의 방정식은 기체 내에서 이온화되는 비율이 재결합되는 비율과 일치할 때 이온화 평형의 정상상태가 이루어지는 것의 정량적인 표현이다.
N+는 이온의 개수밀도, N0는 중성원자의 개수밀도를 나타내고 X0는 중성원자의 바닥상태로부터의 이온화 에너지이며 Ne는 전자의 개수밀도를 나타낸다.
6) 두 방정식의 결합
볼츠만 방정식과 사하 방정식을 결합하면 특정한 스펙트럼선을 만드는 데 유용되는 원자 또는 이온의 개수를 계산할 수 있다. 이 두 방정식으로 별의 흡수(방출)스펙트럼을 해석하여, 별의 표면온도와 압력을 추론할 수 있다.
7) 발머계열, 수소원자의 보어 모형
발머계열은 원자가 방출하는 스펙트럼 계열 중 하나로 가장 단파장이고 수소 기체가 내는 가시광선 영역의 스펙트럼이 있다. 보어의 원자 모형에 따르면 원자핵 주위를 도는 전자 궤도는 원자핵에서 궤도가 멀어질수록 큰 에너지를 갖는다. 그래서 전자가 아래 궤도에서 위의 궤도로 가려면 에너지를 흡수해야 하고 위의 궤도에서 아래의 궤도로 떨어질 때는 에너지를 방출한다. 이 때, 에너지의 형태는 빛의 형태이다.
8) 별의 스펙트럼형(분광형)
별의 온도 순서에 따라 O-B-A-F-G-K-M의 순으로 정리한다. 각 분광형은 다시 10등분 하여 0∼9로 나누어진다.
2. Purpose
이번 과정을 따라가면 별의 스펙트럼을 그래프로 그려서 발머계열을 나타내야 한다. 이 과정을 통해 알 수 있는 것은 스펙트럼을 그려 확인한 별의 온도와, 색깔, 분광형을 알 수 있다.
3. Method
1) 베가 스펙트럼을 다운받는다.
사이버 캠퍼스에 올라온 베가 스펙트럼 텍스트 파일을 다운 받는다.
2) 스펙트럼을 구상한다.
마이크로소프트 엑셀을 이용하여 베가 스펙트럼의 구상을 한다. 표에서 첫 번째 열은 옹스트롱 단위의 파장이고, 두 번째 열은 각 파장의 지점에서의 유동이다. 순간적인 유동 단위는 신경 쓸 필요 없다.
y축에 1차원 유동 규모의 그래프와 로그의 유동 규모에서의 그래프. 그래프 두 가지를 그려야 한다. 고정된 2000~10000Å 파장 범위에서 이 구상을 한다. 두 수치 값에서 차이를 확인한다.
3) 수소흡수선을 확인한다.
베가 스펙트럼을 사용하여, 가능한 한 많은 발머선을 확인한다. 그래프에서 변이의 명명(e.g. Hα 또는 n=23)을 쓰고 이 흡수선들의 위치를 나타낸다. 또한 발머한계의 위치를 나타낸다.
4) 태양의 스펙트럼과 비교한다.
사이버 캠퍼스에서 텍스트 파일형태의 태양 스펙트럼을 다운받고 베가 스펙트럼과 비교한다. 태양 스펙트럼에서 발머선을 확인하는 세 번째 단계를 반복한다.
4. Result
1) Vega 그래프와 log(Vega)그래프의 비교


일반 그래프와 로그 그래프는 전체적으로 비슷한 형태를 보여주고 있다. 일반 그래프의 4000~10000Å 범위에서 처음에는 기울기가 급했다가 점점 기울기가 완만해지는 내리막 곡선이 로그 그래프에서는 좀 더 직선에 가까운 곡선으로 그려졌음을 볼 수 있다. 또한 그래프 중에 있는 흡수선들의 위치가 동일한 위치에 있다는 사실을 알 수 있다. 원래 그래프에서 깊었던 흡수선들은 로그 그래프에서 덜 깊어졌고 비교적 덜 깊었던 흡수선들은 로그 그래프에서는 더 깊어졌음을 알 수 있다.
2) Vega 스펙트럼에서의 발머선 확인

3) 태양 스펙트럼과의 비교


2000Å부터 4000Å의 사이에서 베가의 스펙트럼은 오른쪽 아래를 향해 떨어지고 있는데 태양의 스펙트럼은 훨씬 급한 기울기로 오른쪽 위를 향해 올라간다. 4000Å 근처에서 베가의 스펙트럼은 급격히 상승하고 4000Å부터는 그래프의 끝인 10000Å까지 베가 스펙트럼과 태양의 스펙트럼 모두 하락한다. 이 때, 베가의 스펙트럼은 급한 각도로 하락하는 것에 비해 태양의 스펙트럼은 서서히 하락한다.
베가 스펙트럼은 흡수선의 깊이가 깊고 비교적 보기 쉬운 반면 태양 스펙트럼의 흡수선은 깊이가 얕고 베가 스펙트럼에 비해 자잘한 크기의 흡수선이 많다.


2000Å부터 4000Å의 사이에서 베가의 스펙트럼은 오른쪽 아래를 향해 떨어지고 있는데 태양의 스펙트럼은 훨씬 급한 기울기로 오른쪽 위를 향해 올라간다. 4000Å 근처에서 베가의 스펙트럼은 급격히 상승하고 4000Å부터는 그래프의 끝인 10000Å까지 베가 스펙트럼은 하락하고 태양의 스펙트럼은 4000Å 근처에서 살짝 상승한 후 하락한다. 이 때, 베가의 스펙트럼은 급한 각도로 하락하는 것에 비해 태양의 스펙트럼은 매우 서서히 하락한다.
베가 스펙트럼은 흡수선의 깊이가 깊고 비교적 보기 쉬운 반면 태양 스펙트럼의 흡수선은 깊이가 얕고 베가 스펙트럼에 비해 작은 규모의 흡수선이 많아 보기 어렵다.
4) 태양 스펙트럼에서의 발머선 확인

5. Conclusion
결과적으로 스펙트럼 그래프를 비교해 보면 베가는 분광형이 A인 청백색의 별로 약 25000K이라는 사실을 알 수 있었다. 마찬가지로 태양은 분광형이 G인 노란색 별이고 약 6000K이라는 사실을 알 수 있었다.
6. Reference
1) TOMPSON TURK「지구시스템과학2」윤일희 박경애 김철희 김성수 안덕근 안경진 옮김, 북스힐(2012)
2) Michael Zeilik Stephen A. Gregory 「천문학 및 천체물리학」강혜정 윤홍식 이상각 최승언 현정준 홍승수 옮김, CENGAGE Learning(2010)

키워드

천문학,   천체물리학,   별의 스펙트럼,   스펙트럼,   별,   온도,   색깔,   천문학 및 천체물리학