별의 크기에 대한 증거

별의 크기에 대한 단서는

 

이렇게 과장된 크기의 별을 거인이라고 합니다. 운 좋게도 천문학자에게는 항성 스펙트럼을 사용하여, 평범한 별과 구별할 수 있습니다. 별이 거인인지 확인하고 싶다고 가정해 보겠습니다. 거대한 별은 크고, 확장된 광구를 가지고 있습니다. 크기가 너무 크기 때문에 거대한 별의 원자가 큰 부피에 퍼져있어, 별의 광구에 있는 입자의 밀도가 낮습니다. 결과적으로 거성 광구의 압력도 낮습니다. 이 낮은 압력은 두 가지 방식으로 스펙트럼에 영향을 줍니다. 첫째, 저압 광구를 가진 별은 고압 광구를 가진 같은 온도의 별보다 더 좁은 스펙트럼 선을 보입니다. 그 차이는 스펙트럼에 대한 주의 깊은 연구가 같은 온도에 있는 두 개의 별 중 어느 쪽이 더 높은 압력을 가지고 있는지, 그리고 어떤 것이 더 낮은 압력을 가지고 있는지 알 수 있을 만큼 충분히 큽니다. 이 효과는 별의 광구에 있는 입자 간의 충돌 때문입니다. 충돌이 많을수록 스펙트럼 선이 더 넓어집니다. 물론 충돌은 고밀도 환경에서 더 자주 발생합니다. 교통 체증이라고 생각하시면 쉽습니다. 자동차 밀도가 높은 러시아워에 충돌이 발생할 가능성이 훨씬 더 높습니다. 둘째, 같은 온도를 가진 태양과 같은 별보다 거대한 별에서 더 많은 원자가 이온화됩니다. 별의 외층에있는 원자의 이온화는 주로 광자에 의해 발생하며 광자가 운반하는 에너지의 양은 온도에 의해 결정됩니다. 그러나 원자가 이온화 상태를 유지하는 시간 은 부분적으로 압력에 따라 다릅니다. 태양에서 일어나는 일과 비교할 때, 거대한 별의 광구에 있는 이온화된 원자는 전자가 하나 이상 상호 작용하고 결합할 수 있을 만큼 충분히 가까이 지나가지 않아서 다시 중성이 됩니다. 앞서 논의했듯이 이온화된 원자는 중성 원자와 다른 스펙트럼을 가지고 있습니다. 알려진 화학 원소의 대부분의 흡수선이 이제 태양과 별의 스펙트럼에서 확인되었습니다. 예를 들어 별의 스펙트럼에서 철선을 본다면 별이 철을 포함해야 한다는 것을 즉시 알 수 있습니다. 여기선 참고는 것을 부재 요소의 스펙트럼 선은 반드시 요소 자체가 없는 것은 아닙니다. 우리가 보았 듯이 별 대기의 온도와 압력은 어떤 유형의 원자가 흡수선을 생성할 수 있는지 결정합니다. 별의 광구의 물리적 조건이 원소의 선이 있어야만 하는 경우에만 관측 가능한 스펙트럼 선이 없다는 것은 원소의 부족함을 의미한다고 결론을 내릴 수 있습니다. 두 개의 별이 동일한 온도와 압력을 가지고 있지만 나트륨 선이 다른 별보다 강하다고 가정합니다. 더 강한 선은 빛을 흡수하는 별의 광구에 더 많은 원자가 있음을 의미합니다. 따라서 나트륨 라인이 더 강한 별이 더 많은 나트륨을 포함하고 있음을 즉시 알 수 있습니다. 그 이상을 정확히 결정하려면 복잡한 계산이 필요하지만, 이러한 계산은 온도와 압력에 관계없이 별에서 관찰되는 모든 요소에 대해 수행할 수 있습니다. 물론, 우리와 같은 천문학 교과서는 항상 이러한 것들을 실제보다 조금 더 쉽게 들리게 만듭니다. 별의 스펙트럼 와 같은 별의 스펙트럼을 보면, 수천 개의 흡수선에 포함된 모든 정보를 해독하는 것이 얼마나 어려운지 느낄 수 있습니다. 우선, 각 원소의 뜨거운 가스가 분광선을 갖는 정확한 파장을 결정하기 위해 지구 상에서 수년간의 세심한 실험실 작업이 필요했습니다. 각 온도에서 볼 수 있는 각 요소의 선을 보여주기 위해 긴 책과 컴퓨터 데이터베이스가 작성되었습니다. 둘째, 항성 스펙트럼에는 일반적으로 여러 요소의 선이 많으므로 올바르게 분류하도록 주의해야 합니다. 때로는 자연이 도움이 되지 않고 다른 요소의 선이 동일한 파장을 가지므로 혼란이 가중됩니다. 셋째, 방사선 및 스펙트럼 장에서 본 것처럼, 별의 움직임은 각 선의 관찰된 파장을 변경할 수 있습니다. 따라서 관찰된 파장은 실험실 측정과 정확히 일치하지 않을 수 있습니다. 실제로 항성 스펙트럼을 분석하는 것은 교육과 기술이 모두 필요한 까다 롭고 때로는 실망스러운 작업입니다. 항성 스펙트럼 연구에 따르면 수소는 대부분의 별 질량의 약 4분의 3을 차지합니다. 헬륨은 별 질량의 거의 1/4을 구성하는 두 번째로 풍부한 원소입니다. 수소와 헬륨이 함께 질량의 96 ~ 99%를 차지합니다. 일부 별에서는 99.9% 이상입니다. 4 % 이하의 중원 소중에서 산소, 탄소, 네온, 철, 질소, 실리콘, 마그네슘 및 황이 가장 풍부합니다. 일반적으로, 변함없이 낮은 원자량의 요소는 높은 원자량의 요소보다 더 풍부합니다. 앞 단락의 요소 목록을 주의 깊게 살펴보십시오. 가장 풍부한 두 가지는 물을 구성하는 수소와 산소입니다. 탄소와 질소를 추가하면 천문학 학생의 화학 처방전을 쓰기 시작합니다. 우리는 우주에서 흔히 볼 수 있는 요소로 구성되어 있습니다. 별보다 훨씬 더 정교한 형태로 섞여 있습니다. 이전에 이야기했던 천문학 자들은 수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소를 지칭하기 위해 금속이라는 용어를 사용합니다. 이러한 요소로 구성된 별 질량의 일부를 별의 금속성이라고 합니다. 예를 들어, 태양 질량의 2%가 헬륨보다 무거운 원소로 구성되어 있기 때문에 태양의 금속성은 0.02입니다. 화학 원소는 각 원소가 우주에서 얼마나 흔한지 나열합니다. 이 추정치는 주로 전형적인 별인 태양에 대한 조사를 기반으로 합니다. 그러나 일부 매우 희귀 한 요소는 태양에서 감지되지 않았습니다. 우주에서 이 원소들의 양에 대한 추정치는 태양 성운에서 응축된 변경되지 않은 물질을 대표하는 것으로 간주되는 원시 운석의 풍부함을 실험실에서 측정한 것입니다. 방사형 속도는 우리는 별의 스펙트럼을 측정할 때 각 선의 파장을 결정합니다. 별이 태양에 대해 움직이지 않는다면, 각 원소에 해당하는 파장은 우리가 여기 지구에 있는 실험실에서 측정 한 파장과 같을 것입니다. 별이 우리로부터 안쪽 또는 바깥쪽으로 이동하는 경우에, 우리는 고려해야 합니다 도플러 효과를 합니다. 별이 우리에게서 멀어지면 스펙트럼의 빨간색 끝으로 이동하는 모든 스펙트럼 선이 우리를 향해 이동하는 경우 파란색 끝으로 이동하는 것을 볼 수 있습니다. 이동이 클수록 별이 더 빨리 움직입니다. 별과 관측자 사이의 시선을 따른 이러한 움직임을 방사상 속도라고 합니다. 일반적으로 초당 킬로미터로 측정됩니다.