티스토리 뷰

카테고리 없음

별의 스펙트럼 자세한 설명

정보 알려주는 여자 2020. 11. 26. 13:52
반응형

별의 스펙트럼 한 자세한 내용을 설명해보겠습니다.

 

색상을 측정하는 것은 별빛을 분석하는 방법이 한 가지일 뿐입니다. 또 다른 방법은 분광기를 사용하여 빛을 스펙트럼으로 퍼뜨리는 것입니다. 1814년 독일의 물리학자 조셉 프라운호퍼는 태양의 스펙트럼이 어두운 선을 보여줄 것이라고 생각하고 관찰했습니다. 1860년대 영국 천문학자 윌리엄 허긴 스경그리고 레이디 마가렛 허긴스는 항성 스펙트럼의 일부 선을 지구에 알려진 요소의 선으로 식별하는 데 성공하여 태양과 행성에서 발견되는 동일한 화학 원소가 별에 존재함을 증거 했었습니다. 그 이후로 천문학자들은 스펙트럼을 얻고 측정하기 위한 실험 기술을 완성하기 위해 열심히 노력했으며 스펙트럼에서 무엇을 배울 수 있는지에 대한 이론적 이해를 발전시켰습니다. 오늘날 분광 분석은 천문학 연구의 초석 중 하나입니다. 스텔라 스펙트럼은 어떻게 형성되었는가. 이야기를 해보겠습니다. 다른 별들의 스펙트럼이 처음 관찰되었을 때 천문학자들은 그것들이 모두 동일하지 않다는 것을 이야기했었습니다. 어두운 선은 별에 존재하는 화학 원소에 의해 생성되기 때문에 천문학자들은 별이 모두 같은 화학 원소로 만들어지지 않았기 때문에 스펙트럼이 서로 다르다고 처음으로 생각했습니다. 이 가설은 잘못된 것였습니다. 항성 스펙트럼이 다르게 보이는 주된 이유는 별의 온도가 다르기 때문입니다. 대부분의 별은 몇 가지 예외를 제외하고는 태양과 거의 동일한 구성을 가지고 있습니다. 예를 들어 수소는 대부분의 별에서 가장 풍부한 원소입니다. 그러나 가장 뜨겁고 차가운 별의 스펙트럼에서는 수소 라인이 보이지 않습니다. 가장 뜨거운 별의 대기에서는 수소 원자가 완전히 이온화됩니다. 전자와 양성자가 분리되어 있기 때문에 이온화된 수소는 흡수선을 생성할 수 없습니다. 가장 차가운 별의 대기에서 수소 원자는 전자가 부착되어 있으며, 에너지 레벨을 전환하여 선을 생성할 수 있습니다. 그러나 사실상 모든 수소 원자는이 별들에서 가장 낮은 에너지 상태에 있으므로 전자를 첫 번째 에너지 수준에서 더 높은 수준으로 끌어올릴 수 있는 광자만 흡수할 수 있습니다. 이를 수행하기에 충분한 에너지를 가진 광자는 전자기 스펙트럼의 자외선 부분에 있으며 차가운 별의 복사에는 자외선 광자가 거의 없습니다. 이것이 의미하는 바는 지구 표면에서 전형적인 망원경으로 매우 뜨겁거나 매우 차가운 별의 스펙트럼을 관찰하면 그 별에서 가장 흔한 원소인 수소가 매우 약한 스펙트럼 선을 나타내거나 전혀 보이지 않는다는 것입니다. 스펙트럼에서 보이는 부분의 수소 선은 중간 온도의 별에서 가장 강합니다. 너무 덥지도 춥지도 않습니다. 계산에 따르면 가시적인 수소 라인을 생성하기 위한 최적 온도는 약 10,000K입니다. 이 온도에서 상당한 수의 수소 원자가 두 번째 에너지 수준으로 여기 됩니다. 그런 다음 추가 광자를 흡수하고 더 높은 수준의 여기로 상승하여 어두운 흡수선을 생성할 수 있습니다. 마찬가지로, 이온화의 가능한 각 단계에서 다른 모든 화학 원소는 스펙트럼의 특정 부분에서 흡수선을 생성하는 데 가장 효과적인 특성 온도를 가지고 있습니다. 스텔라 스펙트럼의 분류는 천문학자들은 항성 스펙트럼에서 관찰된 선의 패턴을 사용하여 별을 스펙트럼 등급으로 분류합니다. 별의 온도는 스펙트럼에 존재하는 흡수선을 결정하기 때문에 이러한 스펙트럼 등급은 표면 온도의 척도입니다. 1880년대에 윌리엄이나 플레밍은 수소 흡수선의 강도에 따라 별을 분류하는 시스템을 고안했습니다. 가장 강한 선을 가진 스펙트럼은 A 별, 다음으로 강한 B로 분류되었으며, 알파벳 아래에서 수소 선이 매우 약한 O별로 분류되었습니다. 그러나 위에서 우리는 수소 선만으로는 별을 분류하는 데 좋은 지표가 아니라는 것을 보았습니다. 별이 너무 뜨겁거나 너무 차가워지면 그 선이 가시광선 스펙트럼에서 사라지기 때문입니다. 2009 년에 천문학 자들은 온도가 500 ~ 600K인 초저온 갈색 왜성을 발견했습니다. 이 물체는 암모니아로 인해 흡수선을 보였지만 T 왜성은 보이지 않았습니다. 이러한 개체에 대해 새로운 스펙트럼 클래스 Y가 생성되었습니다. 2015 년 현재, 스펙트럼 등급 Y에 속하는 24개 이상의 갈색 왜성이 발견되었으며, 일부는 인체와 비슷한 온도를 가지고 있습니다. 대부분의 갈색 왜성은 대기 온도와 M6.5 이상의 스펙트럼 등급을 가진 실제 별과 같은 스펙트럼으로 시작합니다. 비록 갈색 왜성이 내부가 수소를 융합할 만큼 충분히 뜨겁고 밀도가 높지는 않지만. 사실 갈색 왜성과 진 성별의 스펙트럼은 후기 M부터 L까지의 스펙트럼 유형과 너무 유사하여 스펙트럼만으로는 두 가지 유형의 물체를 구별할 수 없습니다. 특정 물체가 갈색 왜성인지 또는 매우 낮은 질량의 별인지를 결정하려면 독립적인 질량 측정이 필요합니다. 갈색 왜성은 평생 동안 꾸준히 냉각되기 때문에 주어진 갈색 왜성의 스펙트럼 유형은 후기 M부터 L, T 및 Y 스펙트럼 유형까지 10 억 년 이상 시간에 따라 변화합니다. 저 질량 갈색 왜성 대 고 질량 행성 갈색 왜성의 흥미로운 특성은 질량에 관계없이 모두 목성과 반경이 거의 같다는 것입니다. 놀랍게도 이것은 목성 질량 ( M J )의 약 13 배에서 80 배까지의 질량 범위를 포함합니다. 이것은 저 질량 갈색 왜성을 고 질량 행성과 구별하는 것을 매우 어렵게 만들 수 있습니다. 그렇다면 고질량 갈색인 왜 형과 고질량 행성의 차이점은 무엇일까요. 국제 천문 연맹은 독특한 특징을 중수소 융합이라고 생각합니다. 갈색 왜성은 규칙적인 수소 융합을 유지하지는 않지만 중수 소을 융합할 수 있습니다. 중수소의 융합은 수소의 융합보다 낮은 온도에서 일어날 수 있습니다. 물체가 중수소를 융합하기에 충분한 질량을 가지고 있다면 그것은 갈색 왜성입니다. 미만 13 개체 M J는 중수소 정착되지 않고 일반적으로 행성으로 간주됩니다. 정리하자면 별 스펙트럼의 차이는 주로 구성이 아닌 온도 차이 때문입니다. 별의 스펙트럼은 스펙트럼 등급으로 설명됩니다. 온도를 낮추는 순서대로 이러한 스펙트럼 등급은 O, B, A, F, G, K, M, L, T 및 Y입니다. 이들은 0에서 9까지 번호가 매겨진 하위 등급으로 더 나뉩니다. 등급 L, T 및 Y는 최근에 M9보다 더 차가운 새로 발견된 별과 같은 물체를 설명됩니다.

반응형
댓글
반응형
공지사항
최근에 올라온 글
최근에 달린 댓글
Total
Today
Yesterday
링크
TAG
more
«   2024/06   »
1
2 3 4 5 6 7 8
9 10 11 12 13 14 15
16 17 18 19 20 21 22
23 24 25 26 27 28 29
30
글 보관함