“ 별의 일생”에 관한 보고서(한양대)

목차

1. 별의 에너지원

2. 별의 스펙트럼과 구성 성분

3. H-R 도

4. 별의 광도와 질량

5. 별의 구조와 진화

6. 변광성

7. 우주에 대한 사진 모음

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본문내용

축을 해서 막대한 에너지를 방출한다. 방출된 중력 에너지는 핵 주변의 철보다 가벼운 원소들을 폭발적으로 융합 시켜 굉장한 에너지를 방출하게 되므로 별은 초신성이 된다. 초신성 폭발이 일어나면 중심부만 더욱 수축하게 된다. 그곳에 있는 원자내의 전자는 원자핵 속으로 끌려 들어가 양성자와 합쳐서 중성자가 되고 중성자만으로 이루어진 중성자별을 형성한다.
9M 이상
질량이 태양의 9배 이상 되는 무거운 별은 중심부에서 여러 핵융합 반응이 차례로 진행되면서 철과 니켈을 만든다. 이 중심핵은 자기 자신의 중력에 의해 수축하여 마침내는 별 중심부의 온도가 상승한다. 중심부의 온도가 40억 K정도에 이르면 철의 원자핵은 헬륨과 중성자로 분해된다. 이 때, 아주 큰 에너지를 흡수하기 때문에 중심부의 온도와 압력은 급격히 감소하고 별의 내부는 순간적으로 수축하면서 그 반동에 의해 별의 외곽부가 폭발적으로 날아가게 된다. 초신성 폭발 후 중심에 남아 있는 부분이 태양 질량의 약 3배 이하가 되면, 지름 10-100km 정도의 작은 천체가 된다. 이 천체의 내부에는 거대한 중력 때문에 크게 줄어들어 전자와 양자가 결합하여 중성자를 만들고 중성자 밀도는 수억 톤/㎤에 이르게 된다. 이와 같이 중성자의 덩어리로 이루어진 천체를 중성자별이라고 한다. 별이 중성자별보다 더 작은 크기로 수축했을 경우에는, 밀도와 중력이 무한대로 증가된다. 이러한 별의 표면에서는 빛조차도 그 중력장을 빠져나오지 못할 것이다. 이러한 별의 반지름은 대체로 3km 정도가 되는데 이것을 블랙홀이라고 하며, 복사 에너지를 방출하지 않기 때문에 광학적 관측이나 전파 관측이 불가능하다.
6. 변광성
1. 식변광성
변광성 중에서 두 별이 궤도 운동을 할 때, 식현상을 일으킴으로써 밝기가 주기적으로 변하는 별을 식변광성이라고 한다. 식변광성은 두 개의 별이 쌍을 이루고, 공통 질량 중심 주위를 공전함에 따라 빛의 밝기가 변하는 것같이 보인다. 식변광성은 기하학적인 원인에 의하여 변광이 생기는 것으로서 별 자체에 어떤 변화가 있어서 광도가 변하는 것은 아니다. 식변광성의 공전 속도를 알면 식이 계속되는 시간을 관측하여 별의 지름을 구할 수 있다. 다시 말하면 작은 별이 큰 별의 지름을 지나는데 걸리는 시간과 큰 별이 작은 별의 지름을 지나는데 걸리는 시간을 알고, 작은 별의 공전 속도를 알면 큰 별과 작은 별의 지름을 구할 수 있다. 이런 방법으로 별의 크기를 구한 결과를 보면, 안타레스와 같은 별은 그 반지름이 태양의 수백배가 되고, 어떤 별은 1/10정도인 것도 있다.
주성 주위를 도는 반성의 궤도면이 우리가 바라보는 시선 방향에 나란하다면 반성이 주성의 가운데를 지나면서 가리우므로 밝기가 어두워진다. 그리고 반성이 주성 뒤쪽을 지날 때 또다시 어두워진다. 이와 같이 식변광성은 주성과 반성이 서로를 가리며 주기적인 변광을 계속하게 된다. 이들의 밝기는 공전 주기에 따라 주기적으로 변하는데 밝기가 가장 어두워지는 것을 주식, 조금 어두워지는 것을 부식이라 한다. 주식은 표면 온도가 높은 별이 가리워 질 때, 부식은 표면 온도가 낮은 별이 가리워 질 때 일어난다.
지금까지 발견된 식변광성은 약 5000여개로서, 대표적인 식변광성으로는 악마라는 별명을 가진 알골이 있다. 알골은 2.87일의 주기로 2.12등급 ～ 3.40등급 사이에서 변광한다
2. 맥동 변광성
맥동 변광성은 별의 내부 구조가 불안정하여 수축과 팽창을 되풀이 하는 맥동 작용이 일어나는 별로서 거성이나 초거성들 중에서 발견된다. 별의 스펙트럼에서 알려진 표면온도는 밝기가 최대일 때 가장 높고, 가장 어두울 때 가장 낮다. 도플러효과의 변화에서 계산되는 별의 크기 변화는 반경의 약 1/10에 불과하므로 변광의 원인은 주로 온도에 있다고 생각된다. 기체가 압축되면 온도가 오르기 때문에 맥동은 온도의 상승과 하강을 교대로 일으키는 셈인데 이 변화는 밝기의 변화를 가져오는 것이다. 맥동을 지속시키는데 필요한 펌프 역할을 하는 것은 별의 표면 가까이에 있는 대류층이다.
맥동 변광성에는 그 변광 주기가 0.5일 정도의 짧은 단주기 변광성으로부터 수 100일 이상이 되는 장주기 변광성까지 있다. 단주기 변광성의 대표적인 예로 세피우스 자리의 δ별이라는 이름을 갖는 세페이드형 변광성이 있다. 세페이드형 δ별은 급격하게 밝아졌다가 천천히 어두워지는 특징이 있으며, 변광과 함께 스펙트럼형도 변한다. 또한 변광 주기는 약 5.4일이고, 그의 변광 폭은 약 0.7등급이다. δ 세페이드형 변광성은 가장 밝을 때 중간 정도의 크기를 가지고 점차 어두워지면서 최대로 팽창한다. 다시 수축하여 중간 정도의 크기에 이르면 가장 어두워지고 다시 더 수축하면서 점차 밝아져서 크기가 가장 작을 때 중간 정도의 밝기에 이른다.
(A)δ Cephei의 광도 곡선
(B)δ Cephei의 속도 곡선
(C)δ Cephei의 표면온도 곡선
(D)δ Cephei의 직경변화곡선
세페이드형 변광성에는 종족 I과 종족 II의 두 종류가 있으며, 같은 주기에서 종족 I의 세페이드형 변광성은 종족 세페이드형 변광성보다 약 1.5등급 더 밝다. 종족 I의 별은 초신성의 폭발로 방출된 무거운 원소가 많이 포함된 성간 물질로부터 다시 탄생한 것들이고, 종족 II의 별은 우리 은하가 생겨날 때 초기의 성간 물질로부터 탄생된 별들이다.
한편, 변광 주기가 100 ～ 1000일인 변광성을 장주기 변광성이라고 하며 대부분 적색 거성이다. 대표적인 장주기 변광성은 미라라고 불려지는 고래자리의 별로서 그 평균 주기는 332일이며, 약 2등성에서 10등성까지 변광한다.
맥동 변광성은 변광 주기가 길면 광도가 크다는 것이 알려져 있는데 이를 주기-광도 관계라고 한다. 이러한 관계를 이용하여 변광성까지의 거리도 구할 수 있다. 즉, 세페이드 변광성의 변광 주기를 관측하여 절대 등급을 결정하고 관측으로부터 얻은 겉보기 등급을 이용하면 그 변광성 까지의 거리를 구할 수 있다. 세페이드형 변광성은 매우 밝아서 우리 은하내의 성단, 성운과 비교적 가까이에 있는 외부 은하의 거리 측정에도 이용되고 있기 때문에, 우주의 등대라는 별명을 가지고 있다.

키워드

별,   스펙트럼,   전자기파