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1. 서론
가. H-R도와 광도 계급 1
나. 광학적 깊이(Optical Depth)
2. 별의 진화
가. 성간 물질과 성운
나. 원시성 단계
다. 전주계열 단계
라. 주계열 단계
1) 수소 핵융합 반응
2) 주계열성의 내부 구조
마. 후주계열 단
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광학적 깊이를 라고 할 경우, 아래와 같은 식을 쓸 수 있다.
별의 고도를 , 별의 천정거리를 라고 하면, 파장에 따른 광학적 깊이는 아래와 같은 식으로 나타낼 수 있다.
여기서 는 공기질량(air mass)으로 나타낸다. 그렇다면, 등급과 광학적 깊
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광학적 깊이(τ), 소광계수(μ), 원천함수(Sv) 등을 고려하여 식을 나타내면 다음과 같다.
항성대기에 전달방정식 적용
입사되는 복사가 없고 무한한 광학적 깊이를 가진 항성대기를 가정하자.
이럴 경우, τ(2) = ∞, τ(1) = 0으로 놓으면, 다음과 같
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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
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알 수 있는데 이는 가장자리에서 태양의 광구가 더욱 희미하게 보이는 주연감광을 의미한다.
3. 전파와 자외선 영역에서 나타나는 주연증광
우리가 가시광 영역에 해당하는 파장으로 태양을 관측한다면, 중심부에서 가장자리로 갈수록 어두
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