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- 작성일2010-02-23
또 하나의 직접적인 방법은 별의 고유 밝기 (절대등급)를 구하여 겉보기 밝기와 비교하는 방법입니다. 밝기는 거리의 제곱에 반비례한다는 물리학의 법칙을 이용한 것입니다.
변광성이나 초신성을 이용하는 방법은 기본적으로 이 별들의 고유 밝기를 안다는 것을 전제로 거리를 구할 수 있습니다. 변광성의 경우 식 쌍성을 이용하여 거리를 구할 수도 있지만 RR Lyrae 변광성이나 세페이드 변광성과 같은 맥동변광성을 이용하는 경우가 많습니다.
이들 맥동변광성의 고유 밝기가 변광 주기와 관계 있다는 것은 우리은하 주변에 있는 은하나 성단의 맥동변광성을 관측함으로써 알려졌습니다. 물론 이론적으로 계산이 되었고요. 세페이드 변광성의 경우에는 M31과 마젤란 은하에 있는 세페이드 변광성을 관측함으로써 주기-광도 관계가 알려지게 되었고, RR Lyrae 변광성은 구상성단의 RR Lyrae 변광성이 같은 밝기를 갖는 다는 사실로부터 고유 밝기를 알 수 있었습니다. 세페이드 변광성은 질량이 큰 별인 반면에 RR Lyrae변광성은 질량이 태양질량 정도로 작습니다. 세페이드 변광성은 종족에 따라 두 가지의 형태로 나누어지며 이에 따라 서로 다른 주기-광도 관계를 갖게됩니다. RR Lyrae 변광성은 주기 및 광도곡선의 모양에 따라 세 종류로 나누어집니다. 그러나 주기와 무관하게 그 밝기 (절대등급=5.5등급)는 거의 같습니다.
초신성의 경우에는 세페이드에 의하여 거리가 알려진 은하에서 초신성의 최대 밝기를 알 수 있으므로 경험적으로 절대등급을 구하는 방법이 있습니다. 그런데 초신성의 두 종류가 있고 이에 따른 절대등급이 다릅니다. 그리고 종류에 따라 광도의 변화가 다르게 나타납니다.
- 작성일2010-02-23
1. 맥동 변광성(pulsating stars): 대기가 주기적으로 수축과 팽창을 하는 별입니다. 종류로는 세페이드 변광성, 거문고자리 RR형 변광성, 불규칙 RV Tauri 별, 장주기 변광성, 또는 Mira 별 입니다.
2. 폭발 변광성(cataclysmic or explosive variables): 갑작스럽게 변하는 별입니다. 종류로는 신성, 왜신성(U Geminorum 별), 초신성입니다.
이 두 가지 분류에 해당하지 않는 변광성으로는 플레어 별(flare star), T Tauri 별, 스펙트럼 변광성(spectrum variables), 자기별(magnetic star)들이 있습니다.
장주기 변광성은 주로 맥동 변광성일 경우가 많습니다. 맥동 변광성은 별의 진화의 후기 단계에 생기는 불안정한 내부구조 때문에 별의 크기가 직접 변하게 되고 이것이 변광의 원인이 되는 변광성입니다. 이러한 맥동 변광성의 경우도 여러 가지 형태로 다른데 대표적인 것이 미라형(M)과 세페우스형(CEP), 거문고 RR형 등이 있습니다.
단주기 변광성은 주로 식 변광성일 경우가 많습니다. 식 변광성은 매우 가까이 있는 두 별의 궤도면이 우리가 보는 시선방향과 거의 같을 때 한 별이 다른 한 별을 가릴 경우 광도가 떨어지게 되어 나타나는 변광성입니다. 식 변광성 중 유명한 것이 알골인데, 페르세우스가 들고 있는 메두사의 머리에 위치하는 별로 주기가 2일 20시간 49분입니다.
자전변광성 (rotating variables)은 밝기의 변화가 별의 자전에 따라 별의 흑점이 시선에 들어오게 되는 것과 같은 별 표면의 온도분포가 고르지 못한데서 기인합니다. 이러한 별들은 아주 흔하며, 우리 태양도 약한 자전변광성입니다.
앞서 설명되어진 바와 같이 변광성의 대부분은 맥동하는 별의 광도 관측에 의해 검출된 것으로 밝기가 주기적으로 변화를 보이게 되는 것입니다. 그리고 맥동 변광성의 스펙트럼은 주기적으로 변하게 되고 이것은 별의 온도의 변화에 대응하는 것이며 변화 범위는 전 분광형에 걸치게 됩니다. 스펙트럼의 변화는 도플러 이동을 나타내며 이것으로부터 항성대기에 대한 시선 속도 곡선을 얻을 수 있습니다.
다음은 변광성을 이용한 거리 측정 방법입니다. 주기-광도 관계(period-luminosity relation)를 이용하여 일반적으로 거리를 측정하게 되는데, 맥동 주기는 광도에 직접 관련되기 때문에 맥동하는 별까지 거리나 외부 은하의 거리를 결정하는데 중요합니다.
- 작성일2010-02-23
그래서 하루의 길이는 100년에 약1/1000초 증가하게되고, 달의 거리는 1년에 약 12cm늘어나게 되는데, 자세한 계산에 의하면 지구자전주기 = 달의 공전주기 ~/= 50일 될 때까지 계속될 것으로 알려지고 있습니다.
- 작성일2010-02-23
만약 어느 날 만조가 낮 12시에 있게 되면 다음 번 만조는 다음날 0시 26분에 있게 되겠지요.
- 작성일2010-02-23
(1) 별들의 무한대 우주 속에서 우리가 어느 방향을 바라보더라도, 우리의 시선은 어느 별의 표면을 반드시 부딪치고 말 것입니다. (2) 비록 성간 공간이 별빛을 흡수하는 성간 물질로 채워져 있기 때문에 우리가 어느 한정된 거리 이상을 볼 수 없다 하더라도, 티끌자체가 별들의 표면온도로 가열되어(열 평형을 이루어) 그 결과 밤하늘도 그 만큼 밝아 질 수 있습니다. 결론적으로 이와 같은 올버스패러독스에 대한 명확한 해결책은 우주 팽창이론입니다. 차차 멀어져 가는 은하로부터 오는 빛은 도플러효과에 의해 차차 더 낮은 에너지, 다시 말해 낮은 세기로 이동되기 때문입니다.
- 작성일2010-02-23
우리은하의 원반에는 은하수로 보이는 젊은 별의 "얇은 원반"과 늙은 별로 이루어진 "두꺼운 원반"이 알려지고 있는데, 최근에는 별의 잔해인 백색왜성으로 이루어진 "백색왜성 원반"이 있다는 주장이 나오고 있습니다.
- 작성일2010-02-23
식쌍성의 광도 곡선에서 주식 (primary eclipse)을 정의 할 때 반성이 주성을 가리는 것으로 정의하면, 온도가 높은 별이 주성, 낮은 별이 반성이 됩니다. 식쌍성에서 서로 가려서 어두워지는 극심은 두별의 온도와 크기 (반경)와 관계 있습니다. 온도가 낮지만 초거성과 같이 반경이 커서 밝은 별과 쌍성을 이루는 조기형 주계열성 (B,A형)의 경우에는 온도가 낮은 주성이 온도가 높은 반성을 가릴 때 가장 어두워집니다 (즉 제1 극심 or 주극심).
쌍성 계가 태어날 때 질량이 큰 것을 주성으로 정의하는 경우가 있습니다. 쌍 성계에서 진화에 따라 질량을 서로 교환하는 경우가 생기게 됩니다. 대표적인 예가 시리우스와 그 반성 (백색왜성)인데, 현재의 시리우스는 과거에 반성이었다가 현재의 백색왜성이 당시에 질량과 광도가 큰 주성으로, 이 별이 거성으로 먼저 진화하면서 질량을 당시의 반성인 시리우스에게 질량을 줌으로써 오히려 현재의 시리우스 질량이 큰 주계열성이고, 반성은 질량이 작은 백색왜성이 되었습니다. 이러한 단계의 중간에 있는 것이 알골입니다.
어쨌든 현재 천문학에서는 밝은 별을 주성, 어두운 별을 반성이라 정의합니다.
- 작성일2010-02-23
하강하는 전자는 평균 35eV의 에너지를 소모하면서 중성대기 분자를 이온화시키게 되는데 이 에너지 중 평균 40%에 해당하는 15eV는 원자나 분자를 이온화하는데 사용되고 나머지 60%는 이들을 여기 시키거나 병진 운동에너지를 증가시키는데 사용됩니다. 하강전자들은 이러한 방법으로 에너지를 모두 잃을 때까지 대기층을 투과해 나가며, 하강전자의 평균 에너지가 수 KeV정도이므로 백 여 개의 분자들을 이온화시키면서 오로라 커튼의 하단 높이에 해당하는 지상으로부터 110km의 고도까지 접근할 수 있게 됩니다. 오로라가 관측되는 지점은 평균적으로 지자기 위도 76도 부근(정오에 관측되는 오로라)과 67도 부근(자정 영역에 관측되는 오로라)입니다.
그리고 오로라의 색깔은 자외선에서부터 적외선 영역에 이르는 넓은 파장 대에 걸쳐 나타나지만 가장 흔히 관측되는 것은 산소 원자에서 방출되는 555.7nm의 녹색입니다. 그 외 이온화된 질소 분자에서 방출되는 427.8nm의 보라색계열과 드물게 산소원자가 방출하는 630nm 적색 오로라도 관측됩니다.
- 작성일2010-02-23
별의 경우 우선 파장에 따른 빛의 세기를 결정할 수 있다면 별의 표면 온도 (즉 흑체 복사온도)를 프랑크 법칙으로부터 결정할 수 있습니다.
두 번째로 별의 스펙트럼을 관측하면 별의 대기에 있는 원소에 의한 흡수선 (가끔 방출선도)이 나타나게 됩니다. 이 흡수 선은 별의 대기에 있는 원자나 분자의 밀도, 가스의 압력, 온도 등의 물리적 성질을 내포하고 있습니다. 이를 분석하여 원소의 화학조성을 알아낼 수 있습니다. 물론 별 대기의 물리적 특성을 알아낼 수도 있습니다.
세 번째는 별의 스펙트럼을 잘 분석하면 지만 효과 (Zemann effect)에 의하여 스펙트럼 선이 갈라지는 현상 관측으로부터 별의 자기장의 세기를 알아낼 수 있습니다.
네 번째는 별의 분광선의 파장을 정밀히 측정하면 도플러효과에 의하여 별의 지구에 대한 상대적인 운동, 혹은 별의 자전 운동을 측정할 수 있습니다.
- 작성일2010-02-23
성운의 모양이 여러 가지인 이유는,
첫째, 성운의 "종류"에 따라 서로 다른 모습을 갖고 있습니다. 여기에 대한 분류도 복잡한데, 어쨌든 통상적인 성운은 종류나 기원에 따라 여러 가지 모습을 보입니다.
둘째, 성운은 기원뿐만 아니라 주위 성간 물질의 분포, 지구에서 보는 기하학적인 모양 따위에 따라 여러 가지 모습으로 나타납니다.
셋째, 대략적인 성운 종류의 분류에 따른 각각의 모양입니다.
- 행성상성운 (planetary nebula) : 질량이 태양 질량의 약 3배 이하의 별이 죽어가면서 별의 외각부분이 팽창하여 생긴 것으로 M57처럼 고리모양을 이루고 있어 행성상성운으로 불리고 있으나 고리 모양 이외에 모 항성의 특징, 기원, 주변성간 물질의 분포 따위에 따라 여러 가지 모양을 보입니다. 이 성운은 대략 수십 km/sec의 속도로 팽창하고 있어 그 수명은 수 만년 정도일 것으로 추정됩니다.
- 초신성 잔해 (Supernova Remnants) : 초신성 폭발 후에 남은 성운으로 행성상성운보다 매우 빠른 초당 1,000km/sec의 속도로 팽창하고 있습니다. 따라서 그 수명은 수천 년 이하일 것으로 생각됩니다. 카세오페아 자리의 베일성운, SN 1987A의 성운 등이 대표적입니다.
- 산광성운 (방출성운, 발광성운, H II 영역) : 스스로 빛을 내는 여러 가지 모양의 성운으로 대개는 성운 안쪽에 젊은 산개성단이 있어서 이 성단의 별로부터 나오는 짧은 파장의 빛에 의하여 주위가 이온화되어 밝게 빛납니다. 대표적인 예가 오리온 성운이나 M8, 마젤란 은하의 30 Dor, M 33에 있는 NGC 604 따위가 이에 속합니다. 천문학적인 용어로는 H II영역이라 부릅니다.
- 암흑성운 (Dark Nebula) : 차가운 분자구름으로 대개는 뒤에 오는 별빛을 차단함으로써 발견됩니다. 이 구름 안에 새로 탄생하고 있는 어린 별이 포함되어 있는 경우가 있습니다. 말머리 성운이나 오리오 성운 주위의 분자 운이 대표적입니다.