변광성에 대한 레포트

소개글

변광성에 대한 레포트에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 변광성의 정의와 구분
2. 맥동 변광성
3. 세페이드 변광성과 주기-광도 관계
4. 황소자리 T형별
5. 기타 여러 변광성의 종류
6. 맥동변광성 대기 모형
7. B형 방출선별
8. 거성과 초거성의 대기 모형
9. 울프 레이에 별과 행성상 성운
10. 신성과 초신성

본문내용

밝기 이후, 방출성운의 특징인 금지선이 나타난다. 제1형 신성은 짧은 주기를 가진 쌍성계에서 주로 일어난다. 즉, 백색왜성과 적색거성을 동반성으로 가진 쌍성계에서는 백색왜성이 적색거성의 표피물질을 흡수하여 질량이 이상의 찬드라세카 한계를 넘을 때마다 폭발이 일어나게 되는데 이것이 바로 제1형 초신성인 것이다. 이러한 유형의 초신성은 어디서나 광도가 일정하므로 표준촉광으로 이용된다. 보통 동반성의 가스가 백색왜성이나 원반으로 유입되는데 걸리는 시간은 평균적으로 년 정도로 이 주기마다 해당 쌍성계에서 신성이 나타난다. 반면, 제2형 초신성은 질량이 큰 별의 죽음단계에서 역학적 불균형에 의해 이루어지는 폭발로 제1형 초신성과 같이 반복적으로 이루어지는 폭발이 아니다. 보통 초신성은 절대등급이 -16에서 -20까지 밝아진다. 제1형 초신성의 경우에는 타원, 나선은하 모두에 모두 나타나며 이는 작은 또는 중간 질량의 별과 연관된다. 반면, 제2형 초신성의 경우에는 나선은하에서만 나타나며 질량이 큰 별과 연관된다.
이러한 초신성의 분류는 스펙트럼선의 유무, 주계열성에서의 질량에 따라 분류된다. 보통 제1형 초신성의 경우는 질량이 인 경우에 나타나는 초신성으로 동반성으로부터 질량의 이동이 일어나 찬드라세카의 한계질량에 도달한 백색왜성에서 중력붕괴에서 주기적으로 나타나는 초신성이다. 반면, 제2형 초신성의 경우는 핵의 중력붕괴에 의해 항성풍으로부터 표면구각이 손실되는 경우 나타나는 초신성이다. 보통 초신성은 강한 수소선이 보이지만, 은 보이지 않는다. 이는 의 초신성이 고도로 진화한 수소가 결핍된 별과 관련되어 있음을 암시한다.
보통 무거운 별에서의 중심핵에서는 철보다 무거운 원소가 에너지를 흡수해야 핵합성이 되는 흡열반응이 필요하므로 초신성 폭발로 무거운 원소가 생성되게 된다. 보통 질량이 보다 큰 별의 경우에는 철 중심핵과 이를 둘러싼 규소, 마그네슘, 네온 등의 여러 원소 껍질들이 철 중심핵의 붕괴로 인해 내부 온도가 증가하는 과정에서 강력한 흡열반응이 이루어지게 된다. 즉, 별 중심의 강력한 에너지 손실이 이루어지고 더욱 수축이 가속된다. 이 과정에서 중심핵이 축퇴된 중성자 가스로 변화하게 되고 이 과정에서 바깥 껍질이 날아가며 고에너지의 물질들이 방출된다. 철보다 무거운 원자가 생성되는 과정을 베타 붕괴를 기준으로 구준하면 크게 빠른 중성자 결합과정(r-process)과 느린 중성자 결합과정(s-process)가 있다. 전자는 중성자가 풍부한 환경에서 발생하는 과정으로 r-process의 과정에서는 이 중성자가 많은 환경에서 급속하게 중성자를 포획하여 납(Pb)보다 무거운 우라늄, 토륨 등의 물질을 만들어낸다. 반면, s-process의 과정에서는 이 중성자가 적은 환경에서 중성자를 많이 포획하지 못하여 납(Pb)보다 가벼운 Co와 같은 물질을 만들어내게 된다. 즉, r-process의 과정은 중성자가 풍부한 초신성 폭발의 과정에서 주로 이루어지며, s-process의 과정은 중성자가 부족한 적색 거성의 중심핵에서 주로 이루어진다.

키워드

신성과 초신성,   황소자리 T형별,   맥동 변광성,   안시쌍성,   스펙트럼 쌍성,   측성 쌍성,   울프 레이에 별,   행성상 성운,   B형 방출선별,   천문학