천문학에서 별의 진화 중 별의 측정

우리는 하늘과 별을 보고 '세상의 점은 무엇인가?'라고 물을 수 있습니다. 얼마나 멉니까? 그것들은 얼마나 밝습니까? 별은 얼마나 뜨겁습니까? 별은 얼마나 큰가요? 무게는 얼마나 나가나요? 별은 무엇으로 이루어져 있습니까? 스타는 얼마나 지속됩니까? 무엇이 별을 빛나게 합니까? 이러한 질문은 항상 인간 경험의 일부였습니다. 역사적으로 대부분의 자연과 마찬가지로 이 별은 신비롭게 알려지지 않은 것처럼 보였습니다. 그런데도 그들의 흐름은 우리의 삶을 형성하는 일상적이고 연산적인 시대의 리듬을 따릅니다. 별에 대한 진정한 이해가 없는 상황에서 고대인들이 별을 우리 삶을 지배하는 힘을 가진 신과 마법의 구로 보기 위해 상상력을 사용한 것은 놀랄 일이 아닙니다. 오늘날 우리는 별자리의 패턴이 동전 던지기보다 더 신비로운 영향을 미치지 않는다는 것을 이해하고 있습니다.

 

우리가 별에 대해 어떻게 배우는지에 대한 이야기는 환상적입니다. 이 글은 간단하지만 하늘 관찰로 시작하여 물질의 행동에 대한 지구와 태양계의 교훈을 배우고, 아이가 하늘을 보며 질문할 수 있는 바로 그 질문에 대한 명확하고 직접적인 대답으로 끝납니다. 태양계를 탐사하는 것과는 달리, 우리는 우주 탐사선을 별에 보내고 근처에서 사진을 찍거나 표면에 착륙시킬 수 없습니다. 대신 우리는 별을 연구하고, 별빛을 보고, 앞 장에서 언급한 물리법칙을 사용하여 별의 하위 그룹의 패턴을 결정합니다.

별의 거리

3차원 시력은 우리가 거리를 인식하는 방법의 핵심입니다. 우리는 스테레오로 수백 미터 떨어진 곳에 있는 물체의 거리를 측정할 수 있습니다. 하지만 그 이상은 거의 도움이 되지 않습니다. 수 킬로미터 떨어진 산을 오른쪽 눈으로 보는 것은 왼쪽 눈으로 보는 것과 다르지 않습니다. 두 관점을 비교하는 것은 단지 산이 너무 멀어서 거리를 판단할 수 없다는 것을 뇌에 알려줄 뿐. 우리의 입체 시각이 작용하는 거리는 두 눈 사이의 거리로 제한되지만 단지 6cm에 불과합니다. 두 눈 사이의 견해차를 확대하고 싶다면 분명히 어떤 식으로든 그것을 더 밀어내고 있는 것입니다. 만약 당신이 몇 미터 아래로 눈을 내리게 할 수 있다면, 당신은 그 물체에 대한 수 킬로미터의 거리를 결정할 만큼 충분히 다른 관점을 가질 것입니다.

 

눈은 1년 동안 가장 가까운 별의 위치를 감지할 수 없지만 망원경은 배경 별에 대한 이런 사소한 변화를 보여줄 수 있습니다. 그것은 지구, 태양, 세 개의 별을 나타냅니다. 지구, 태양, 그리고 별이 이 위치에 있을 때 그들은 길쭉한 직사각형 삼각형을 형성합니다. 이 삼각형의 긴 다리는 태양에서 별까지의 거리. 삼각형 끝에 있는 작은 각도는 별의 각도 또는 시차. 1년 후에 하늘에 있는 별의 위치가 앞뒤로 움직이는 것처럼 보이고, 1년 후에 그것은 원래 위치로 돌아갑니다. 이러한 변위의 양, 즉 별의 가시적인 움직임에서 일극과 다른 극 사이의 각도는 시차의 2배입니다. 별이 멀어질수록 별이 형성되는 삼각형은 더 길고, 더 얇아지고, 별의 시차는 줄어듭니다.

 

진짜 별은 매우 작은 시차를 가지고 있습니다. 천문학자들은 일반적으로 0.0000028° 또는 4.8–10라디안(1라디안=57.3°)의 시차에 관해 이야기하는 대신 아크 초 내에 시차를 측정합니다. 시계가 분과위원회와 분과위원회로 나뉘는 것과 마찬가지로 분과위원회와 초 단위로 각도를 나눌 수 있습니다. 1각분(또는 ⁄도)과 1초(또는 ⁄도)는 아크의 1분입니다. 이것은 초당 1/3600도의 섭씨 또는 1,296,000개의 풀에 해당하는 아크를 제공합니다. 하늘에서 보이는 보름달의 지름은 평균 50도를 조금 넘는 29분에서 34분 사이입니다.

별의 색과 표면 온도

물체의 표면이 뜨거울수록 물체가 발산하는 빛은 더욱 푸른색으로 변합니다. 특히 뜨거운 표면을 가진 별은 푸른 별이다. 특히 시원한 표면은 빨간색이고 태양은 도로 한가운데의 노란색입니다. 빈의 법칙은 더욱 공식적으로 이렇다. 여기서 β는 별의 전자기 방사선이 가장 강한 마이크로미터(μm, 10m)의 파장. 만약 우리가 별의 스펙트럼을 취하여 스펙트럼이 정점에 도달하는 파장을 측정한다면, 우리는 Wien의 법칙에 따라 별의 표면 T의 온도를 결정할 수 있을 것입니다. 실제로 별의 온도를 결정하기 위해 별의 전체 스펙트럼을 얻을 필요는 없습니다. 별의 온도는 종종 눈의 온도와 같은 방법으로 측정됩니다. 눈과 뇌는 색을 구별하고 밝기를 비교합니다. 별의 색은 우리에게 별의 표면 온도에 대해서만 말해준다는 것을 기억하는 것이 중요합니다. 왜냐하면 별의 표면은 우리가 볼 수 있는 방사선을 방출하는 별의 일부이기 때문입니다. 표면은 뜨거울 수 있지만 나중에 여행하는 동안 우리는 그 별의 내부가 훨씬 더 뜨겁다는 것을 발견할 것입니다.

 

물체는 한 파장에 있고 다른 파장에 얼마나 밝습니까? 인간의 눈에는 원뿔이라고 불리는 색에 민감한 세포를 포함해 거의 1억 개의 빛에 민감한 세포가 있습니다. 원뿔은 세 가지 유형의 색 차별로 나뉘며 스펙트럼의 적색, 녹색 및 청색 영역에서 최대 반응을 보입니다. 아주 빨간 전구를 보면 빨간 눈에 민감한 원뿔은 밝은 빛을 전달하고, 파란색과 초록색은 빛을 잘 전달하지 않습니다. 노란색 빛을 보면 초록색과 빨간색에 민감한 원뿔은 매우 자극적이지만 파란색에 민감한 원뿔은 그렇지 않습니다. 하얀빛은 세 가지 색 모두에 민감한 세포를 자극합니다. 다양한 파장의 빛에 민감한 세포로부터의 신호 조합은 뇌가 미묘한 차이를 구별할 수 있게 해줍니다. 천문학자들은 종종 같은 방법으로 별의 색을 측정합니다. 일반적으로 별의 밝기는 특정 파장 범위만 통과하는 필터(때로는 색유리 파편)를 사용하여 측정됩니다. 천문학자들이 가장 많이 사용하는 필터는 약 440nm의 빛을 투과하는 청색 필터와 약 550nm의 빛을 투과하는 황색-녹색 필터. 이 필터들의 첫 번째 필터는 '파란색'입니다. 그러나 규칙적으로 이러한 필터 중 두 번째 필터는 "노란색" 필터가 아니라 "시각적" 필터라고 불립니다.

 

2,500–20,000K(K)의 온도에서 4개의 플랑크 스펙트럼을 나타내며 550nm(시각 필터에 의해 전달되는 파장의 대역폭)에서 동일한 밝기를 갖도록 조정됩니다. 스펙트럼이 20,000K-플랑크 스펙트럼인 뜨거운 별은 스펙트럼의 가시적인 부분보다 스펙트럼의 청색 부분에서 더 많은 빛을 방출합니다. 필터를 통해 가시적인 별의 밝기를 가시적인 별의 밝기로 나누면 밝기 비율(b/b)이 1보다 큽니다. 대조적으로, 표시된 2500-K-플랑크 스펙트럼과 더 유사한 스펙트럼을 가진 차가운 별은 스펙트럼의 시각적 부분보다 스펙트럼의 청색 부분에서 훨씬 약합니다. 푸른 빛과 보이는 빛 사이의 비율은 시원한 별의 경우 하나도 되지 않습니다. 파란색 필터와 시각 필터 사이의 이 밝기 비율을 별의 색 지수라고 합니다. 일반적으로 천문학자들은 별의 특정 색지수(표면온도 약 10,000K)가 1.00이 되도록 별의 청색과 시각적 밝기를 측정하는 방법을 수정합니다. 태양의 색지수는 0.56. 이것은 다른 필터로 찍은 한 쌍의 별 사진이 카메라 시야에서 각별의 표면 온도를 측정할 수 있음을 의미합니다! 이 기술을 사용하면 수백 또는 수천 개의 별의 온도를 동시에 측정할 수 있습니다. 우리가 이것을 할 때 우리는 뜨거운 별보다 훨씬 많은 차가운 별이 있음을 발견하고, 또 더 높은 밝기의 별보다 낮은 밝기의 훨씬 많은 별이 있음을 발견합니다. 우리는 또한 대부분의 별의 표면 온도가 태양보다 낮다는 것을 발견했습니다.

별은 대부분 수소와 헬륨으로 구성

별의 스펙트럼에서 볼 수 있는 선의 가장 뚜렷한 차이는 온도지만 또 흡수와 방사선의 세부 사항. Starlight에서 발견된 라인에는 다른 많은 정보도 포함되어 있습니다. 원자와 분자의 물리학에 대한 지식을 별의 흡수선에 적용함으로써 우리는 표면 온도를 정확하게 결정할 수 있습니다. 별은 그들만의 압력, 화학적 구성, 자기장, 그리고 다른 물리적 특성을 가지고 있는 것은 아닙니다. 또한 복사 및 흡수 라인의 도플러 이동을 통해 별의 회전 속도, 대기 이동, 팽창 및 수축, 그리고 별의 '바람'과 같은 동적인 별 특성을 측정할 수 있습니다. 만약 여러분이 별을 계속 연구한다면, 여러분은 별에 대한 가장 흥미롭고 중요한 것 중 하나가 화학적인 구성이라는 것을 알게 될 것입니다.

 

대부분의 별은 가장 거대하지 않은 원소로 구성된 대기를 가지고 있는 것으로 나타났습니다. 수소는 일반적으로 별의 대기에 있는 원자 총수의 90% 이상을 차지하며 헬륨이 남아 있는 대부분의 원자를 구성합니다. 무거운 원소 또는 다른 모든 화학 원소(더 정확히는 무거운 원소)는 미량 원소에만 존재합니다. 이것은 태양 대기의 화학적 구성을 보여주는데, 이것은 우리 주위의 별에 있어서 매우 전형적인 것입니다. 한편, 화학 성분은 별에 따라 매우 다를 수 있습니다. 특히 일부별은 수소와 헬륨보다 훨씬 적은 양의 원소를 보여줍니다. 무거운 원소가 거의 없는 그런 별의 존재는 화학 원소의 기원과 우주의 화학적 진화에 대한 중요한 단서를 제공합니다.

결론

전자기 방사선의 특성, 원자와 분자의 구조, 질량 사이의 중력은 우리가 별의 물리적 특성에 대한 이해를 하나씩 쌓으면서 작용했습니다. 이 장에서 우리는 우주론적 원리가 무너질 수 있는 많은 경우를 보았습니다. 우리는 별의 스펙트럼에서 방출과 흡수의 선을 볼 수 있는데 이는 지상 실험실에서 측정한 것과는 다른 것. 우리는 아마도 그들의 흡수 스펙트럼에서 방출된 별의 온도가 흑체 방출의 정점에서 방출된 별의 온도와 일치하지 않는다는 것을 발견했을 것입니다. 아마도 우리는 스테판 볼츠만의 법칙에 근거한 별의 크기가 이중성의 크기와 일치하지 않음을 발견했을 것입니다. 아마도 이중 시스템별의 움직임이 뉴턴의 물리적 예측과 일치하지 않는다는 것을 발견했을 것입니다.

 

우리가 찾을 수 있는 것은 몇 가지 있지만 찾을 수 없습니다! 이 글의 성공은 우리에게 지구와 태양계에서 작용하는 동일한 물리법칙이 우주 전체의 물질과 에너지의 근본적인 특성과 행동을 설명한다고 믿는 강력한 이유를 제공합니다. 이제 우리는 별의 기본적인 물리적 특성을 이해했기 때문에 우리는 별에 대해 훨씬 더 근본적인 질문을 할 준비가 되어 있습니다. 비유적으로 우리는 모자를 벗고 안에 무엇이 들어 있는지 볼 준비가 되어 있습니다. 별은 어떻게 작동합니까? 그들은 어떻게 형성됩니까? 그들은 어떻게 진화했을까요? 그들은 어떻게 죽을까? 우리는 이러한 질문에 대답하기 위해 시작합니다. 우리가 가장 잘 아는 태양인 다른 별들을 측정하는 기준이 되는 별들을 조사하기 위해 시작합니다.