천문학에서 별의 척도 측정하기

가장 강력한 망원경을 제외한 모든 망원경은 밤하늘의 한 점의 빛만 볼 수 있습니다. 그러나 우리의 연구를 빛, 물질, 그리고 우리의 움직임을 이해하는 것은 우리는 눈에 띄게 상세한 그림을 만들 수 있었습니다. 물리적 특성을 설명할 수 있습니다. 우리가 이것을 먼저 받아들이면서 지역 태양계를 넘어 지구상에 퍼져 있는 입체적인 시각을 적용하는 것입니다. 항성으로부터의 거리를 측정합니다. 별의 밝기와 그 거리를 이용하여 그것들이 얼마나 밝은지를 발견하기 위한 지구입니다. 열 방사선에 관한 우리의 지식을 이용하여 다양한 색인별의 온도와 크기를 측정할 수 있습니다. 분광쌍성의 구성을 측정하는 것입니다. 바이너리의 궤도를 연구하고 케플러의 법칙을 이용하여 질량을 계산합니다. 항성의 성질 범위를 알아보고 우리는 태양은 다른 별과 비교해 봅니다.

별, 너란 무엇인가?

어렸을 때 우리는 하늘을 보고, 별을 보고, 스스로 묻습니다. "저 빚의 점은 무엇입니까" 그들은 얼마나 멀리 있을 수 있습니까? 얼마나 밝습니까? 그 별은 얼마나 뜨겁습니까? 별은 얼마나 큰가요? 이러한 질문은 항상 인간 경험의 일부였습니다. 대부분의 인류 역사 속에서 별들은 자연처럼, 신비롭고 생소한 느낌이 들었습니다. 우리들의 인생입니다. 현실성이 없는 상황에서 별에 대한 이해, 고대 인류에 대한 이해, 게으른 상상력과 별들이 신과 우리의 생활에 힘을 주는 마법, 지금 우리는 별자리 패턴에 더 이상 존재하지 않는다는 것을 이해하고 있습니다. 

 

간단하지만 기발한 하늘 관찰로 시작하여 다음 사항에 대한 교훈을 얻습니다. 지구와 태양계에 존재하는 물질의 움직임, 아이가 하늘을 보며 할 수 있는 질문에 대한 명확하고 단도직입적인 답변으로 마칩니다. 태양계를 탐사하는 것과는 달리, 우주 탐사선을 별에 보내 근처의 사진을 찍거나 착륙시킵니다. 표면에서 우리는 별을 관찰하고 별을 연구했습니다. 빚은 무리 법칙을 사용하여 별의 하위 그룹에서 패턴을 찾습니다. 대부분의 별로 추정됩니다. 기하학, 방사선, 궤도 등의 모든 것을 말이죠.

천체의 밝기 크기 시스템

별의 밝기는 다음과 같은 것이 될 수 있습니다. 2000년 전 그리스 천문학자 히파르코스는 지금까지 볼 수 있는 가장 밝은 별을 평가한 사람입니다. 첫 번째 척도, 가장 약한 척도는 여섯 번째 척도입니다. 천문학자들은 나중에 히파르코스의 첫 번째 척도를 정의했습니다. 히파르코스는 전형적인 시력을 가졌습니다. 어두운 하늘 아래에서 보통 사람은 희미한 빛으로 별을 볼 수 있습니다. 이 시각적 한계를 다음과 같이 비교하면 어떻게 될까요? 강력한 망원경 허블우주망원경은 다음과 같이 할 수 있습니다. 그리고 크기의 30배나 되는 약한 별을 감지합니다. HST는 (512)24 = 4,109 별을 감지할 수 있습니다. 40억분의 1이라도, 맨눈으로 볼 수 있는 것보다 더 희미해요

 

예를 들어 하늘에서 가장 시각적으로 밝은 별인 시리우스는 1.46 이하입니다. 금성은 크기만큼이나 밝습니다. 보름달의 크기는 -12.6입니다. 태양의 크기는 -26.7입니다. 따라서 태양의 크기는 14.1입니다. 40만 배가 넘습니다. 보름달보다 밝습니다. 별의 크기는 다음과 같습니다. 우리 각각의 별의 밝기는 조명, 원칙적으로 천문학자는 정확하게 그렇게 생각하고 있습니다. 각각의 별에 대하여 이 경우에는 표준거리에 있는 것처럼, 케이스 10.0pc 천문학자들은 절대 크기를 별의 기본 속성이라고 부릅니다. 천체의 밝기는 일반적으로 가변적, 그것은 스펙트럼 영역을 사용하고 천문학자들은 다른 색의 크기를 나타내기 위해 특별한 기호를 사용합니다. 

 

예를 들면, 각각은 다음과 같은 크기를 나타내기 위해 V, 5.49입니다. B, 파란색은 6.16이고 이것은 청색 빛은 가시광선보다 밝지 않습니다. 포함 숫자는 다음과 같이 B-V, 별의 색도를 나타냅니다.

우리는 스텔라를 측정합니다

우리가 아직 갖지 못한 항성의 가장 중요한 속성은 곧 질량입니다. 물체의 질량 결정 까다로운 일일지도 모릅니다. 우리는 틀림없이 전환점에 서 있습니다. 물체에서 나오는 빛의 양이나 질량을 측정하는 물체의 크기입니다. 큰 물체는 크고 작은 것을 막론하고 약한 거도 있습니다. 아니면 밤색, 유일한 것 원단으로 늘 사용하곤 합니다. 중력, 반죽이 이런 작용을 합니다. 천문학자들은 다음 질량을 결정하려고 할 때, 천문학적인 물체는 항상 중력의 영향을 받습니다. 케플러의 행성 이동 법칙은 중력의 결과입니다. 태양 주위를 공전하는 행성의 궤도를 보여줍니다. 만약 우리가 행성을 찾을 수 있다면 우리는 먼 별 주위를 공전하는 것과 같은 기술을 적용할 수 있습니다. 

 

그 별의 질량을 측정하기 위해서요. 그리고 불행하게도 오늘, 망원경은 행성이 다른 별 주위를 직접 돌고 있는 것을 볼 수 있을 만큼 강력하지는 않지만, 우리는 두 별이 공전하는 것을 관찰할 수 있습니다. 약 절반의 별이 실제로 하늘은 다양한 스펙트럼의 시스템입니다. 중력의 영향을 받고 있다는 것입니다. 대부분 쌍성이며 각각 공전하는 두 개의 별입니다. 케플러의 법칙에 의해 예측된 타원 궤도를 도는 다른 별, 그러나 대부분의 작은 별은 단 하나의 별이며, 가장 작은 별은 매우 멀리 떨어져 있습니다. 더 많은 것을 알 수 있습니다. 그렇다는 것은, 대부분 별의 질량을 측정하기 위해 천문학자들이 찾고 있는 것은 중력의 영향입니다.

결론

가까운 별까지의 거리는 시차 때문에 입체적으로 측정됩니다. 가장 가까운 별은 약 4광년 떨어져 있습니다. 만약 별들이 너무나 멀리 떨어져 있어서 삼각형의 모순에 비해 스펙트럼을 이용하여 그들의 거리를 추정하기 위한 도표를 만들 것입니다. 방사선은 우리에게 별의 온도, 크기, 구성을 알려줍니다. 항성의 색지수는 항성의 표면을 보여줍니다. 별의 밝기와 온도는 별의 크기를 말해줍니다. 작고 차가운 별은 큰 뜨거운 별을 훨씬 능가합니다. 이 항성계는 우리가 질량을 측정할 수 있게 해줍니다. 천문학, 별의 진화를 계획하고 우주의 진화를 서로 다른 물리적 특성의 관계와 주계열성의 질량과 구성은 그 밝기, 온도 및 크기를 결정합니다.