모달창 닫기
- 홈으로 이동
스펙트럼 추가질문과 전주계열성에 대해 질문드립니다.
2013-02-26
-
분야
천체물리/우주론
-
조회수
3253
답변감사합니다. 이렇게 좋은 사이트가 있었군요.♥
진심 정말 기쁩니다.
질문1번.
같은 분광형이라 하더라도 때에따라 등가폭이 다르다고 하셨는데요.
그렇다면 분광형의 결정을 어떻게 해야할까요?
분광형의 결정은 선의 유무, 세기로 결정하는 줄로 앎니다.
이론적으로는 예를든 거성A0형과 주계열A0형의 등가폭이 같아야 하는것
아닐까요??ㅜㅜ
헷갈리네요.
질문2번.
하야시경로에 관한 질문입니다.
하야시경로에 도달하면 이온화에너지가 낮은 중원소의 전자들이 빠져나와
H-이온을 이루게되어 불투명도가 커진다고 합니다.
그래서 커진 불투명도 때문에 대류가 잘일어날수 있다고 하는데요.
또 하야시경로에 도달하면 유체역학적 평형을 어느정도 이루기 때문에
하야시경로의 왼편에는 대류,복사가 가능하고
하야시경로의 오른편에는 그것이 불가능하다고 합니다.
그런데 또 어떤책을 보면 하야시경로로 가기전 광도가 급격히 올라가는 구간에서
불투명도가 낮아져 대류에의해 광도가 급격히 올라간다고 합니다.
즉, 정리하면
어떤 책은 하야시경로의 왼쪽에서 대류가 일어난다고 하는데
어떤 책은 하야시경로에 도달하기 전부터 대류에의해 광도가 급격하게
증가한다고 하는군요.
어떤것이 맞는건지요. 만약 후자가 틀리다면 어떻게 해서 처음 원시별이 생성된 때부터 광도가 그렇게 치솟을수 있는건지 설명좀 부탁드립니다.
질문3번.
질량이 크지않은 별들은 하야시경로를 따라 광도가 감소하는 쪽으로
향하게 되던데요.
광도가 감소하는 원리를 알고싶습니다.
제가 생각해본것은 그경로에서는
별 전체적인 대류가 중원소들을 이온화시키기
때문에 광자가 잘 못빠져나가게 되는 것이라고 생각됩니다만
확실하게 알고싶습니다.
진심 정말 기쁩니다.
질문1번.
같은 분광형이라 하더라도 때에따라 등가폭이 다르다고 하셨는데요.
그렇다면 분광형의 결정을 어떻게 해야할까요?
분광형의 결정은 선의 유무, 세기로 결정하는 줄로 앎니다.
이론적으로는 예를든 거성A0형과 주계열A0형의 등가폭이 같아야 하는것
아닐까요??ㅜㅜ
헷갈리네요.
질문2번.
하야시경로에 관한 질문입니다.
하야시경로에 도달하면 이온화에너지가 낮은 중원소의 전자들이 빠져나와
H-이온을 이루게되어 불투명도가 커진다고 합니다.
그래서 커진 불투명도 때문에 대류가 잘일어날수 있다고 하는데요.
또 하야시경로에 도달하면 유체역학적 평형을 어느정도 이루기 때문에
하야시경로의 왼편에는 대류,복사가 가능하고
하야시경로의 오른편에는 그것이 불가능하다고 합니다.
그런데 또 어떤책을 보면 하야시경로로 가기전 광도가 급격히 올라가는 구간에서
불투명도가 낮아져 대류에의해 광도가 급격히 올라간다고 합니다.
즉, 정리하면
어떤 책은 하야시경로의 왼쪽에서 대류가 일어난다고 하는데
어떤 책은 하야시경로에 도달하기 전부터 대류에의해 광도가 급격하게
증가한다고 하는군요.
어떤것이 맞는건지요. 만약 후자가 틀리다면 어떻게 해서 처음 원시별이 생성된 때부터 광도가 그렇게 치솟을수 있는건지 설명좀 부탁드립니다.
질문3번.
질량이 크지않은 별들은 하야시경로를 따라 광도가 감소하는 쪽으로
향하게 되던데요.
광도가 감소하는 원리를 알고싶습니다.
제가 생각해본것은 그경로에서는
별 전체적인 대류가 중원소들을 이온화시키기
때문에 광자가 잘 못빠져나가게 되는 것이라고 생각됩니다만
확실하게 알고싶습니다.
- 제목Re : 스펙트럼 추가질문과 전주계열성에 대해 질문드립니다.
- 분류천체물리/우주론
- 작성일2013-02-28 15:39:32
- 작성자admin
질문1번.
=> “같은 분광형이라 하더라도 때에 따라 등가폭이 다르다”는게 아니라 같은 분광형을 가진 천체이더라도 천체마다 해당하는 원자 abundance가 다르기 때문에 그에 따라 등가폭 역시 다를 수 있다는 것입니다. 그리고, 분광형의 결정은 위에서 질문하신 것과 같이 단순히 선의 유무, 세기로 결정한다 라고만 말할 수는 없습니다. 분광형 결정의 변수는 절대등급, 표면온도, 광도의 세 가지를 들 수 있습니다. 항성의 표면 온도에 민감한 스펙트럼 선들에 기준을 둔 방법이 Harvard classification이고, 여기에 광도효과를 고려한 것이 Yerkes classification입니다. 이는 동일한 표면온도의 별이라도 판이하게 다른 광도를 가질 수 있기 때문입니다. 그리고, “거성A0형과 주계열A0형의 등가폭이 같아야 한다”라고 하셨는데, 어떤 특정한 흡수선 또는 방출선의 등가폭이냐에 따라 다르죠 즉, 위와 같이 그냥 등가폭이 같다라고 질문하는 것은 질문 자체가 잘못되었습니다. 어떤 스펙트럼 선의 등가폭이 같다와 분광형이 같다는 서로 다른 내용입니다.
질문2번
=> 처음 원시성이 탄생하면서 짧은 time scale동안 정유체 평형상태에 들어가게 됩니다. 그 때의 온도는 비교적 낮고, 불투명도(opacity)는 매우 높습니다. 원시성은 보통 자신보다 훨씬 큰 성간운 속에 들어앉아 있고, 광도는 흐리고, 표면온도는 낮습니다. opacity가 높기 때문에 원시성 중심부에서는 대류운동(convection)이 시작되고, 점점 주위의 가스나 먼지들이 원시성의 표면으로 계속 떨어져 쌓이게 되고, 그에 따라 원시성의 질량은 점진적으로 증가하게 되죠. 그와 동시에 중심온도와 밀도도 역시 증가합니다. 그러면, 다시 opacity는 감소하게 되면서 에너지 전달이 이제 복사(radiation)에 의해 이루어지 됩니다. 그러다가, 급기야는 별 전체가 radiative equilibrium을 유지하게 되고, 이 때쯤이면, core에서는 온도가 충분히 높아져서 드디어 핵반응이 시작됩니다. 그 때부터는 핵반응에 의해 광도가 급격하게 증가하게 됩니다.
이 모든 것은 별의 질량이 어떠냐에 따라서 더 빠르게 진행할 수도 있고 더 느리게 진행할 수도 있고, 광도의 변화도 다릅니다.
질문3번.
=> 반경의 R인 별의 표면적은 4πR2, 표면의 flux density는 F라고 하면, 광도 L=4πR2F이고, 이 때, F=σT4이므로, L=4πR2σT4입니다. 즉, 광도는 별의 반경과 온도의 함수가 됩니다. 질량이 크지 않은 별은 크기도 크지 못하고, 온도도 낮습니다. 그러면 어떻게 될까요? 당연히 광도도 떨어지겠죠.
=> “같은 분광형이라 하더라도 때에 따라 등가폭이 다르다”는게 아니라 같은 분광형을 가진 천체이더라도 천체마다 해당하는 원자 abundance가 다르기 때문에 그에 따라 등가폭 역시 다를 수 있다는 것입니다. 그리고, 분광형의 결정은 위에서 질문하신 것과 같이 단순히 선의 유무, 세기로 결정한다 라고만 말할 수는 없습니다. 분광형 결정의 변수는 절대등급, 표면온도, 광도의 세 가지를 들 수 있습니다. 항성의 표면 온도에 민감한 스펙트럼 선들에 기준을 둔 방법이 Harvard classification이고, 여기에 광도효과를 고려한 것이 Yerkes classification입니다. 이는 동일한 표면온도의 별이라도 판이하게 다른 광도를 가질 수 있기 때문입니다. 그리고, “거성A0형과 주계열A0형의 등가폭이 같아야 한다”라고 하셨는데, 어떤 특정한 흡수선 또는 방출선의 등가폭이냐에 따라 다르죠 즉, 위와 같이 그냥 등가폭이 같다라고 질문하는 것은 질문 자체가 잘못되었습니다. 어떤 스펙트럼 선의 등가폭이 같다와 분광형이 같다는 서로 다른 내용입니다.
질문2번
=> 처음 원시성이 탄생하면서 짧은 time scale동안 정유체 평형상태에 들어가게 됩니다. 그 때의 온도는 비교적 낮고, 불투명도(opacity)는 매우 높습니다. 원시성은 보통 자신보다 훨씬 큰 성간운 속에 들어앉아 있고, 광도는 흐리고, 표면온도는 낮습니다. opacity가 높기 때문에 원시성 중심부에서는 대류운동(convection)이 시작되고, 점점 주위의 가스나 먼지들이 원시성의 표면으로 계속 떨어져 쌓이게 되고, 그에 따라 원시성의 질량은 점진적으로 증가하게 되죠. 그와 동시에 중심온도와 밀도도 역시 증가합니다. 그러면, 다시 opacity는 감소하게 되면서 에너지 전달이 이제 복사(radiation)에 의해 이루어지 됩니다. 그러다가, 급기야는 별 전체가 radiative equilibrium을 유지하게 되고, 이 때쯤이면, core에서는 온도가 충분히 높아져서 드디어 핵반응이 시작됩니다. 그 때부터는 핵반응에 의해 광도가 급격하게 증가하게 됩니다.
이 모든 것은 별의 질량이 어떠냐에 따라서 더 빠르게 진행할 수도 있고 더 느리게 진행할 수도 있고, 광도의 변화도 다릅니다.
질문3번.
=> 반경의 R인 별의 표면적은 4πR2, 표면의 flux density는 F라고 하면, 광도 L=4πR2F이고, 이 때, F=σT4이므로, L=4πR2σT4입니다. 즉, 광도는 별의 반경과 온도의 함수가 됩니다. 질량이 크지 않은 별은 크기도 크지 못하고, 온도도 낮습니다. 그러면 어떻게 될까요? 당연히 광도도 떨어지겠죠.