임용고시 대비를 위한 천문학 문제 97選

소개글

임용고시 대비를 위한 천문학 문제 97選에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 지구와 비교했을 때 화성에 성층권이 없는 이유를 설명하시오.

2. 태백주현이라는 말은 금성이 낮에 보인다는 것이다. 그렇다면, 낮에 관측되는 금성의 위상의 한계는 어느 정도이며 그 외의 위상을 관측하기 불가능한 이유를 설명하시오.

3. 망원경 A는 구경이 50cm이며, 망원경 B는 100cm이다. 하지만, 망원경 A를 통해 별 X를 관측하여 망원경 B를 가지고 별 X를 관측할 때보다 2배 밝은 상을 출력하려고 한다. 그렇다면, 망원경 A로 별 X를 관측할 때 망원경 B로 별 X를 관측할 경우보다 초점거리를 몇 배 더 길게 놓아야 하는가?

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42. 홍염은 수 천 ~ 수 만 K의 온도를 갖는 비교적 저온가스로 코로나에 떠있다. 홍염은 우리가 태양 대기를 옆면으로 관측할 때 관찰된다. 하지만, 우리가 이러한 홍염을 멀리 위에서 내려다보면 어두운 줄무늬 형태로 보이는데 이를 무엇이라고 하며, 홍염이 이렇게 어두운 줄무늬로 보이는 이유는 무엇인가?


43. 백반(facula)은 활동성 광구의 형태로 온도와 밀도가 높으며 매우 밝다. 여기서 백반 위에 떠있는 채층의 밝은 영역을 무엇이라고 하는가? 그리고 백반은 태양의 원반보다 가장자리에서 잘 보이는데 그 이유는 무엇인가?



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96. 목성이나 토성은 태양계 초기의 대기상태를 보유하고 있다. 이를 1차 대기라고 하는데 지구형 행성의 경우는 이러한 1차 대기가 존재하지 않는다. 그 이유는 무엇인가?

97. 태양복사의 연속 스펙트럼에는 많은 수의 흡수선이 관측된다. 이를 총칭해서 무엇이라 하는지 쓰고 이를 통해 알 수 있는 특징을 한 가지 제시하시오.

본문내용

를 비축하기에 비효과적이므로 변광이 잘 이루어지지 않는다.
84. 맥동변광성에서 맥동주기와 밀도의 관계가 와 같이 나타남을 보이시오.
- 이므로, 가 성립한다.
85. 거성의 준설과정에 있어서 납(Pb)이상의 중원소가 쉽게 합성되지 않는 이유를 설명하시오.
- 거성의 중심핵에서는 중성자가 풍부하지 못하다. 고로 느린 중성자 합성과정(s-process)을 거치게 되므로 원자량이 큰 중원소의 합성이 어렵다.
86. 별의 고유운동을 비교적 정확하게 측정하기 위한 조건 세 가지를 제시하시오.
- 별을 오랫동안 관측해야 함
- 비교성은 가능한 멀리 떨어진 천체여야 함
- 대기에 의한 시상효과를 최대한 보정할 필요가 있음
87. 대만의 물리학자 Frank Shu는 우리은하 나선팔의 유지모형을 설명하기 위해 밀도파를 제안하였다. 여기서 밀도파에 의한 별탄생의 과정을 설명하고 밀도파 모형의 한계를 서술하시오.
- 밀도파는 중력불안정에 의해 형성된다. 보통 수소가스와 같은 은하물질은 밀도파보다 더욱 빠르게 회전한다. 이러한 은하물질이 고밀도파 영역을 통과하게 되면 수소가스는 응축되고 거대 분자운을 형성하게 되며 별탄생이 활발해진다.
- 밀도파 모형은 밀도파의 기원과 밀도파 유지의 메커니즘을 설명할 수 없다는 한계를 갖는다.
88. 만기형 은하는 대부분 타원은하이다. 그 이유를 설명하시오.
- 타원은하는 무거운 종족의 별이 많으며, 적색거성이 많다. 또한, 성간기체와 티끌이 부족하여 활발한 별생성이 이루어지지 않으며, 나이가 많은 만기형 별이 대다수를 이루기 때문에 만기형 은하는 대부분 타원은하이며 붉게 보인다.
89. 타원은하에 대한 나선은하의 적외선, 전파, X선의 상관관계를 설명하시오.
- 나선은하는 타원은하에 비해 별 생성률이 높다. 그 이유는 성간티끌과 먼지, 가스가 풍부하기 때문이다. 고로 적외선 방출량이 많으며, 나선팔에서는 OB형별들이 많이 분포한다. 이는 보다 많은 초신성 폭발이 일어남을 의미하는데 이는 전파와 X선 방출이 타원은하보다 격렬함을 뜻한다.
90. Tully & Fisher관계와 Faber & Jackson관계에 대해서 설명하고, Faber & Jackson관계가 성립하기 위한 가정 4가지를 제시하시오.
- Tully & Fisher관계는 나선은하의 절대등급은 방출선의 선폭과 상관관계가 있다는 것으로 이는 나선은하의 회전속도가 클수록 밝기 또한 증가한다는 것을 의미한다. Faber & Jackson관계는 타원은하의 직경이 클수록 타원은하의 속도분산의 네제곱에 비례한다는 것이다. 즉, 타원은하의 속도분산이 클수록 타원은하의 질량이 커진다.
- 타원은하의 Faber & Jackson관계가 성립하기 위해서는 먼저, 타원은하 각 구간의 표면밝기가 동일함을 가정해야 하며, 스테판 & 볼츠만 법칙을 만족해야 한다. 또한, 질량 대 광도비가 일정해야 하며, 비리얼정리가 성립해야 한다.
91. 은하단의 광도함수가 의미하는 바를 설명하고 은하단의 광도함수를 통해서 은하단의 거리를 추정하는 방법을 서술하시오.
- 은하단의 광도함수는 은하단 내에 밝은 은하와 어두운 은하의 개수비율을 제시한 함수로 은하단의 광도함수가 의미하는 바는 은하단 내에는 어둡고 왜소 은하가 대부분을 차지한다는 것이다. 즉, 은하단 내의 밝은 은하의 개수를 알면 광도함수를 통해 왜소 은하의 개수를 알 수 있으며, 이를 통해 은하단 내의 질량분포를 추정할 수 있다. 즉, 질량분포를 통해 은하단의 광도를 추정할 수 있으며, 이를 통해 포그슨 방정식을 이용하여 대략적 거리를 구할 수 있다.
92. 행성을 가진 어떤 항성이 있다. 행성은 원 궤도를 따라 공전하고 있으며, 공전 궤도의 반지름은 2억 km이다. 행성과 항성의 절대복사등급 차이가 25등급일 때, 행성의 반지름은? (단, 해엉은 복사평형상태에 있으며, 항성으로부터 받는 빛을 완전히 흡수한 후 전체 표면에서 고르게 재방출한다고 가정)
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93. 수소 발머선의 흡수선 세기가 항성 표면온도가 증가함에 다라 증가하다가 감소하는 이유를 설명하시오.
- 수소 발머선의 흡수선은 n=2에 있는 전자가 이온화되면서 나타나는 선이다. 즉, 온도가 낮은 항성의 경우는 전자가 n=2에 들뜨기 힘들어서 수소 발머 흡수선이 나타나기 힘들고 온도가 높은 항성의 경우는 전자가 n=2를 초과한 준위로 들뜨게 되어 수소 발머 흡수선이 잘 나타나지 않는다.
94. 지구 밴앨런대에서 내대의 입자들의 평균 운동에너지가 외대의 입자들의 평균 운동에너지보다 높은 이유를 설명하시오.
- 내대는 지구에 보다 가까이 위치하므로 의 관계에 의해 지구에 의한 자기장의 세기가 더욱 세다. 즉, 외대보다 더욱 고에너지 입자가 묶이게 되므로 내대에서의 입자들의 운동에너지가 외대의 입자들의 운동에너지보다 더욱 크다.
95. 의 질량을 가진 별의 수소 핵융합 방식과 에너지 전달방식을 설명하시오.
- 이상의 별은 주로 CNO순환반응에 의한 수소 핵융합 반응을 통해 에너지를 생산한다. 또한, 주로 CNO순환반응이 두드러지는 별은 중심핵의 온도가 매우 높아 온도경도가 크므로 중심핵 부근에서는 대류에 의해, 이 밖의 층에서는 복사에 의해 에너지 전달이 이루어진다.
96. 목성이나 토성은 태양계 초기의 대기상태를 보유하고 있다. 이를 1차 대기라고 하는데 지구형 행성의 경우는 이러한 1차 대기가 존재하지 않는다. 그 이유는 무엇인가?
- 태양이 주계열에 이르기 전의 T-Tauri 단계에서 태양은 현재의 10만 배나 강한 항성풍을 내보냈으며 이는 각 행성의 대기입자들의 운동에너지를 높여주었다. 지구형 행성의 경우 항성풍으로 인하여 대기입자의 운도속도가 이탈속도를 초과하게 되고 댁의 유실로 이어진 반면 목성형 행성의 경우에는 태양으로부터 거리가 멀어 원시 태양의 항성풍의 영향을 보다 덜 받음으로써 원시대기를 유실하지 않을 수 있었다.
97. 태양복사의 연속 스펙트럼에는 많은 수의 흡수선이 관측된다. 이를 총칭해서 무엇이라 하는지 쓰고 이를 통해 알 수 있는 특징을 한 가지 제시하시오.
- 프라운호퍼 선
- 태양의 연속 스펙트럼에서 나타나는 프라운호퍼 선을 통해 태양대기에 존재하는 원소를 알 수 있다.

키워드

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