별의 지름과 태양의 지름 측정방법 태양의 지름을 측정하는 것은 쉽습니다. 각도 지름 따라 태야의 지름을 구 할 수 있는데요. 즉 하늘에서 겉보기 크기는 약 1/2°입니다. 태양이 하늘에서 차지하는 각도와 멀리 떨어져 있는 태양의 각도를 알면 실제 지름이 139만 킬로미터, 즉 지구 지름의 약 109배인 것을 계산할 수 있습니다. 불행히도 태양은 각 직경을 쉽게 측정할 수 있는 유일한 별입니다. 다른 모든 별들은 너무 멀리 떨어져 있어 가장 큰 지상 망원경을 통해서도 빛의 핀 포인트처럼 보입니다. 다행히도 천문학 자들이 별의 크기를 추정하기 위해 사용할 수 있는 몇 가지 기술이 있습니다. 매우 정확한 지름을 제공하지만 몇 개의 별에만 사용할 수 있는 한 가지 기술은 달 이 별 앞을 지나갈 때 발생하는 빛의..
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 ..
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..
별의 밝기 아마도 별의 가장 중요한 특징은 광도일 것입니다. 우리는 태양이 엄청난 양의 에너지를 내뿜는 것을 보았습니다. 별들 간의 비교를 쉽게 하기 위해 천문학자들은 태양의 광도 측면에서 다른 별들의 광도를 표현합니다. 예를 들어, 시리우스의 광도는 태양의 약 25배입니다. 우리는 L Sun 기호를 사용하여 태양의 광도를 나타냅니다. 따라서 시리우스의 것은 25 L Sun으로 쓸 수 있습니다. 우리는 별이 방출하는 에너지의 양을 측정할 수 있고 질량도 알고 있다면, 핵 에너지를 고갈시키고 죽기 시작하기 전에 얼마나 오래 빛을 발할 수 있는지 계산할 수 있습니다. 천문학자들은 별의 광도와 우리 눈이나 지구 상의 망원경에 도달하는 에너지의 양을 구분하기 위해 주의를 기울여야 합니다. 별은 방사능을 생성하는..
태양 내부 광구 관찰 우리는 태양의 광구를 관찰할 때 우리는 별을 깊숙이 보지 않고, 에너지가 생성되는 지역을 확실히 보지 않는다는 사실이 있습니다. 천문학자들은 사람이 숨을 쉴 때 가슴이 팽창하고, 수축하는 것처럼 태양이 맥동한다는 것을 발견했습니다. 즉, 그것은 팽창하고 수축하는 것입니다. 이 맥동은 매우 미미하지만 태양 표면의 방사상 속도를 측정하여 감지할 수 있습니다. 태양에 있는 작은 지역의 속도는 규칙적인 방식으로, 처음에는 지구를 향해, 다음에는 멀리, 그리고 다른 방향으로 변화하는 것으로 관찰됩니다. 마치 태양이 수천 개의 우리의 폐를 통해 호흡하는 것과 같으며, 각 폐는 크기가 4000 ~ 15,000km 범위에 있으며 각 폐는 앞뒤로 움직입니다. 태양에서 진동하는 영역 중 하나의 일반적..
태양 내부 이론 대해서 알아보자 양성자의 융합은 태양의 중심에서 발생할 수 있습니다. 온도가 1,200만 K를 초과하는 경우에만, 우리는 태양이 실제로 이렇게 뜨겁다는 것을 어떻게 알 수 있습니까. 태양의 내부가 어떤 것인지 결정하려면 계산이 복잡합니다. 우리는 태양의 내부를 볼 수 없기 때문에 우리는 표면에서 보는 것과 결합된 물리학에 대한 이해를 사용하여 내부에서 일어나야 하는 일에 대한 수학적 모델을 생각해야 합니다. 천문학자들은 관측을 사용하여 태양 내부에서 진행되는 물리적 과정에 대해 알고 있다고 생각하는 모든 것을 포함하는 컴퓨터 프로그램을 구축합니다. 그런 다음 컴퓨터는 태양 내부의 모든 지점에서 온도와 압력을 계산하고 어떤 핵반응이 일어나고 있는지 확인합니다. 일부 계산의 경우 관찰을 사용..
태양 내부의 핵반응 태양 핵융합을 통해 원자핵에 포함된 에너지를 이용합니다. 지금부터 어떤 일이 발생하는지 더 자세히 살펴보겠습니다. 태양 깊숙한 곳에서 3단계 프로세스는 4개의 수소 핵을 가져와 융합하여, 단일 헬륨 핵을 형성합니다. 헬륨 핵은 결합하여, 형성하는 4개의 수소 핵보다 약간 덜 무겁고, 그 질량은 에너지로 변환됩니다. 4개의 수소 핵으로부터 하나의 헬륨 핵을 형성합니다. 태양 핵 내부의 고온에서 두 개의 양성자가 결합하여, 하나를 포함하는 수소의 동위 원소인 중수소 핵을 만듭니다. 양성자와 하나의 중성자, 사실상, 원래의 양성자 중 하나가 융합 반응에서 중성자로 전환되었습니다. 핵반응에서 전하는 보존 되어야 하고, 이 반응에서 보존되어야 합니다. 양전자 반응에서 나온다 원래 양성자 중 하..
에너지의 질량과 상대성 이론은 대해서 우리가 보았듯이 에너지는 생성되거나 파괴될 수 없으며, 한 형태에서 다른 형태로만 전환됩니다. 알버트 아인슈타인이 이야기한 놀라운 결론 중 하나 물질도 에너지의 한 형태로 간주될 수 있고 에너지로 전환될 수 있다는 것입니다. 또한 에너지도 물질로 변환될 수 있습니다. 이것은 인간이 자연을 연구함으로써 수천 년 동안 배운 것과 모순되는 것처럼 보였습니다. 물질은 우리가 보고 만질 수 있는 것이고 에너지는 물체가 움직이거나 가열하는 것과 같은 일을 할 때 가지는 것입니다. 물질이나 에너지가 서로 변환될 수 있다는 생각은 범퍼를 더 빠른 속도로 돌려서 자동차를 가속할 수 있거나 차를 느리게 하여 더 큰 앞 좌석을 만들 수 있다고 말하는 것처럼 터무니없는 것처럼 보였습니다...
에너지는 매우 다양한 형태로 존재합니다. 태양이 어떻게 오랫동안 많은 에너지를 방출 할 수 있는지 이해하려고 노력할때 과학자들은 다양한 유형의 에너지을 대해서 궁금했습니다. 19세기 과학자들은 태양 에너지의 두 가지 가능한 원천인 화학적 에너지와 중력 에너지가 있습니다. 과학자들은 가장 친숙한 화학 에너지의 원천은 목재, 석탄, 가솔린 또는 기타 연료. 우리는 이러한 물질을 태우면 얼마나 많은 에너지를 생산할 수 있는지 정확히 알고 있습니다. 따라서 우리는 태양의 거대한 질량이 석탄이나 나무와 같은 가연성 물질로 구성되어 있어도 우리 별은 수천 년 이상 현재 속도로 에너지를 생산할 수 없다고 이야기할 수 있습니다. 그러나 우리는 지질 학적 증거를 통해 거의 40억년 전에 물이 지구 표면에 존재했음을 알고..
광권 위의 태양 활동 태양 흑점은 태양주기 동안 변하는 유일한 특징이 아닙니다. 크로노 스피어와 코로나에도 극적인 변화가 있습니다. 색층에서 무슨 일이 일어나는지 보기 위해 수소와 칼슘과 같은 원소의 방출 선을 관찰해야 합니다. 이 방출 선은 그 층의 온도에서 유용한 스펙트럼선을 방출합니다. 반면에 뜨거운 코로나는 X-선과 고에너지에서 극 자외선 및 기타 파장을 관찰하여 연구할 수 있습니다. 수소와 칼슘의 방출 선은 색층의 뜨거운 가스에서 생성됩니다. 천문학자들은 이러한 방출 선에 해당하는 파장에서만 빛을 투과시키는 필터를 통해 일상적으로 태양을 촬영합니다. 이러한 특수 필터를 통해 찍은 사진은 흑점 주변의 색층에 밝은 구름을 보여줍니다. 이러한 밝은 영역을 플라지라고 합니다. 이들은 주변보다 더 높은 ..