별의 대기와 분광형

소개글

별의 대기와 분광형에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 별의 대기
2. 별의 온도
3. 별의 스펙트럼
4. 색-색도
5. 분광시차와 주계열 맞춤법

본문내용

. G0V별의 스펙트럼은 거의 태양과 비슷하다. 대략
4,800K에서 흡수선이 뚜렷하게 나타나며, 이 외
에도 보다 긴 파장 영역대에서 여러 금속선과 분자선을
볼 수 있을 것이다. 이렇게 항성 대기의 스펙트럼이
뾰족한 이유는 항성대기에 의한 흡수선이 두드러지기
때문인 것이다.
별의 분광형은 별의 온도를 지시해주는 역할을 한다. 별의 분광형은 앞에서 말했듯 O형에서 M형까지 존재한다. 태양의 분광형은 G2이며 고로 태양은 노란색을 띤다. 하지만, 은하 내에 존재하는 대부분의 별들은 K와 M형 별이다. 즉, 우주 공간에는 대부분 만기형의 광도가 낮은 저온의 별들이 존재하기 때문이다.
우리 은하 내에서 은하의 중심에 가까운 별과 먼 별은 대체적으로 분광형이 다르다. 우리 은하 중심에 가까운 별들은 의 별이 많다. 의 별은 젊고 금속이 풍부한 별들이 많으며, 의 별은 늙고 금속이 결핍된 별들이 많다. 즉, 은하의 중심에 가까운 곳에는 갓 태어난 젊은 별들의 무리가 모인 산개성단이 존재한다. 산개성단은 수백 내지 수천 개의 별들로 구성된 집단으로 높은 금속함량비를 갖는다. 즉, 분광형은 대체적으로 O형과 B형이 많으며, 간간히 만기형인 별들도 있다. 반면, 구상성단은 은하 중심에서 멀리 떨어진 헤일로 지역에 분포하고 있으며, 수만 내지 수십만 개의 늙은 별들로 구성된 집단이다. 이러한 별들은 극히 낮은 금속함량비를 갖는 의 별들로 구성되어 있다. 이러한 구상성단에서는 만기형인 K형과 M형 별들이 대다수를 이룬다.
4. 색-색도
별의 색은 거리에 관계없이 일정하다. 이는 성간 적색화량을 추정하는데 유용하다. 보통, 분광형 A5~G0 사이에서 갈고리 모양이 나타나는데 이는 온도에 따른 발머 불연속의 결과에 의한 것이다. [그림 5]에서 보면 S자 모양의 실선은 주계열성의
광도계급을 나타낸 것이며, 주계열성의 광
도 계급과 겹치는 점선으로 나타낸 선은 거
성의 광도계급을 나타낸 것이다. 그리고 위
에 일직선으로 그려진 선은 흑체이다. 주계
열성의 광도계급을 나타낸 선은 A0~G5사
이에 갈고리 모양이 뚜렷하게 나타난다. 특
히, 가시광 영역에서 수소 발머 흡수선을
유발하는 광자보다 짧은 파장의 빛들이 모
두 n=2 중성수소를 이온화하는데 사용함으
로써 364.7nm보다 짧은 영역의 복사를 방
출하는 별의 밝기가 감수하게 된다.
5. 분광시차와 주계열 맞춤법
거리를 결정하는 방법으로 분광시차법과 주계열 맞춤법이 있다. 아래 [그림 7]은 H-R도를 나타낸 것이다. 분광시차법은 기준이 되는 H-R도를 준비하고 별의 겉보기 등급(m)과 색지수(B-V)를 관측한다. 이를 통해 절대등급을 추정하고 포그슨 방정식에 의해 거리를 추정한다. 하지만, 개개의 별에 적용하는 방식으로 주계열 선의 두께에 해당하는 만큼의 불확실성이 존재한다. 보통, 절대등급의 오차율은 대략 1등급 정도이므로 이와 관련하여 거리 오차를 측정하면,
즉, 거리오차는 대략 50%정도에 달한다.
하지만, 주계열 맞춤법을 이용하면 거리오
차를 큰 폭으로 줄일 수 있다. [그림 7]은
주계열 맞춤법이다. 주계열 맞춤법은 분광
시차법과 유사하지만, 분광시차법이 별 하
나에 적용된 것이 비해 주계열 맞춤법은
성단의 별 전체에 적용한 것으로 분광시차
법에 비해 정확한 거리 측정이 가능하다.
주계열 맞춤법은 분광시차법과 마찬가지로
눈금이 확정된 H-R도를 준비하고 관측한
성단 별들의 색과 겉보기 등급도를 그린다.
그리고 주계열 줄기가 서로 겹치도록 함으
로써 이 과정에서 겉보기 등급과 절대 등급
의 차를 구한다. 이렇게 구한 겉보기 등급과
절대 등급의 차를 포그슨 방정식을 이용하여
성단의 거리를 추정한다.

키워드

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