일반지구과학 및 실습 2

3강: 항성: 하늘의 센서스

일반지구과학 및 실습 2

충북대학교 천문우주학과 김용기교수

1. 항성 항성 센서스

2. 질량 4. H-R도

극한값 주계열 극한값

주계열

식쌍성의 직 경 식쌍성의 직

경 특징

특징

달엄폐 달엄폐 광도 함수

광도 함수

공간 밀도 공간 밀도

3. 직경

백색왜성 백색왜성

M-L 관계 M-L 관계

식쌍성 식쌍성 별의 직

경 별의 직

경

짧은 수명을 지닌 인간이 수십 억년 이상의 수명을 지닌

별의 생애를 어떻게 알아낼 수 있을까?

1 별의 센서스

거리 천체들에 적합한 거리 단위가 필요 Km ? AU? 1AU = 1.5 10^11m

1 ly = 9.5 10^15m 1광년을 시속 100km인 자동차로 달려간다면 . . .

9.5 10^12 km

--- = 1.1 10^7 년 24시간/일 365일/년

KTX(300km/h)로 876만년을 달려야!

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광도함수

얼마나 많은 별들이 좁은 광도범위 안에 존재하는가?

대부분의 별들이 태양보다 낮은 광도를 지니고 있다

태양계 근처에 있는 별들의 광도함수

(태양광도를 1로 표준화)

우주 전체를 대표하는 분포인가?

NO!

광도함수

태양에서 16광년 내에 1등급의 별이 3개밖에 없다!

밝게 보이는 별들은 멀리 떨어져 있다 대부분의 별들이 수백광년 떨어져 있으며, 태양보다 몇 배 더 밝은 빛을 낸다

맨눈으로 보이는 6000개의 별들 중 약 50개만이 태양보다 희미하다

태양보다 밝은 별 30개의 광도분포

태양광도의 10 만배

광도가 높은 별들은 아주 드물게 분포하기 때문에 센서스에서 제외됨

태양보다 희미한 별은 아주 가까이 있지 않는 한 맨눈으로 볼 수 없다 태양보다 100배 이상

밝은 별은 드물게 존재하나 수백에서 수천광년 떨어져 있어도 육안관측 가능

완전한 자료를 얻기 위한 노력이 필요!

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우주공간에서 별의 밀도

별들 사이의 전형적인 공간은 얼마나 클까?

밀도: 1개별/300 광년^3

태양에서 반경 16광년 내에 59개의 별이 관측

별들은 엄청난 공간에 고립되어 있다!

별 하나의 전형적 질량이 태양의 0.4배일 때:

평균물질밀도- 3 10^-24 g/c m^3

1 cm^3 당 수소원자 1개정도 ! 별 사이의 공간이

너무 크다!

1. 자체중력으로 뭉쳐진 천체

2. 내부 에너지원에 의해 공급되는 에너지를 복사하는 천체

조건의 변화

흩어짐 빛을 잃게 됨

진화 죽음

두 개의 조건이 만족되는 초기상태서 시작하여 적어도 한 개의 조건이 위반될 때

추적을 마침

항성이란 . . .

어디서 왔나? 어디로 가나?

항성의 일생에서 알고 싶은 의문점들

항성 진화

1. 겉보기 밝기 2. 등급

3. 색

4. 분광형 표면온도 화학적 성분비

관측으로 부터 얻는 물리량

1. 겉보기 밝기 2. 등급

3. 색 4. 분광형

9. 표면온도

12. 화학적 성분비

5. 질량 6. 반경 7. 밀도 8. 표면중력

10. 자전속도 11. 자기장

직접관측 크기 유도됨

항성의 물리량

이들 물리량들 사이에는 어떤 관계가 있는가?

질량 반경 온도

화학적성분비 자기장

자전속도

태양 항성들

알려진 항성의 물리량 범위

질량은 다른 별들과 비교해볼 때 어떨까?

태양이 대부분의 별들보다 밝다

2 . 별의 질량

질량은 한 별이 어떤 생애를 사는가?

얼마나 오래사는가?를 결정해준다 별의 질량에 대한 정보는 쌍성에서 나온다

태양주변의 59개 별들 중 27개가 쌍성!

쌍성

1650년 미자르가 쌍성으로 판명

그 후 수천 개의 쌍성이 목록에 추가됨 안시쌍성 ^{망원경으로 두 별을}

구별해 볼 수 있는 쌍성

분광쌍성 망원경으로 안시관측할 때는 홑 별인데 분광학적으로 쌍성의 성질을 보이는 쌍성

Castor, Kruger 60

Mizar A

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한별이 질량중심에 대해 우리 쪽으로 접근할 때 청색편이

한별이 질량중심에 대해 우리 쪽에서 멀어질 때 적색편이

두별이 시선방향을 가로질러 움직일 때 같은 시선속도를 지님

분광 쌍성계의 시선속도 곡선

쌍성궤도로 부터 질량계산

케플러의 제 3법칙: D³ = (M₁ + M₂)P²

D [AU], P [year], M [Solar Mass]

쌍성계에서 궤도의 크기와 두 별의 상호 회전주기를 관측하면

두 별의 질량합이 얻어짐 대부분 분광쌍성: P-수일 ~ 수개월, D <1AU

별처럼 떨어져 있는 거리에서 관측되기 매우 어렵다

별들의 질량범위

태양주위 30광년 이내에는

태양질량의 4배 이상이 되는 별들이 존재하지 않는다

별이 가질 수 있는 최소 질량: 0.5 M_Sun

이론계산 결과:

100 M_Sun인 별들이 관측된다

갈색왜성

1/100 ~ 1/12 M_Sun인 별 중수소가 관련된 핵반응으로

잠깐 동안 에너지 를 생성할수 있지만

양성자를 헬륨으로 묶어놓을 만큰 뜨거워지지 않는다 매우 희미해서 관측이 어렵다

1995년: 3개의 갈색왜성 후보 발견 PPL 15, Teide 1, Gliese 229

별처럼 떨어져 있는 거리에서 관측되기 매우 어렵다

행성

태양질량의 1/100보다 작은 천체

목성은 태양질량의 1/1000 원자 핵융합반응이 일어나기에

충분한 온도에 이르지 못한다

질량-광도관계

낮은 질량/낮은 광도에서 큰 질량/높은 광도에 이르기 까지 골고루 분포

백색왜성

3. 별들의 직경

태양까지의 거리를 가지고 실제 선형지름 계산가능

139만 km, 지구직경의 109배

태양의 각직경 (겉보기 크기): 0.5도

태양만이 각 직경을 쉽게 계산할 수 있다

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달의 엄폐현상

달이 별 앞을 지나갈 때 빛이 희미해지는 현상 달의 가장자리가 별을 지나갈 때

별빛의 세기가 떨어져 0이 되는데 걸리는 시간측정

황도대를 따라 존재하는 아주 밝은 별들에만 적용가능 달의 공전속도를 알기때문에 별의 직경측정가능

식쌍성

식:

한 별이 다른 별을 막아서

쌍성계의 광도가 낮아지는 현상

알골:

육안으로 관측가능한 식쌍성 구드릭(1783):

보이지 않는 동반성이 알골앞을 지나가면서 광도변화가

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식쌍성

포겔(1889): 알골이 분광쌍성임을 발견 구드릭의 가설을 증명해줌 평면은 우리 시선방향과 거의 비슷 가리워지는 별은 쌍성계 전체광도에

크게 기여하지 않기 때문에 더 희미한 별의 식이 관측되기 어렵다

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식쌍성의 직경

자신의 직경만큼 움직임 1차 접촉-2차 접촉 3차 접촉 – 4차 접촉 큰 별의 직경만큼 움직임

실제로는 궤도 평면이 정확하게 시선방향과 나란하지 않아

각별에서 나오는 빛은 다른 별에서 나오는 빛을 부분적으로 가린다

타원 궤도

3. H-R도

헤르츠스푸룽(덴마크)와 러셀(미국)이 별의 물리량들의 관계들을 그래프롤 표시

항성진화를 시험하는 하나의 도구

H-R도

몇몇 별들의 H-R도 31

절 대

등

급

광

도

온 도 ( K )

분 광 형 주계열 별

거 성 초 거 성

백색왜성

90%

~10%

<1%

The Hertzsprung-Russel diagram (1910)

관측된 H-R 도

이론적 H-R 도

H-R 도 (이론 + 관측)

주계열의 이해

주계열별:

수소가 헬륨으로 핵융합반응이 일어나는 별 이론모형:

생애의 90%가량은 핵융합하면서 보낸다!

H-R도에서 90%이상의 별들이 주계열에 모여있음을 설명

아기별->성인별(주계열별)->노인별->초신성->무덤

10⁵ 10¹⁰ 10⁵

별의 수명:

(태양의 경우: 약 백억년 )

(태양의 경우: 약 50억년) 별의 나이:

-> 인간은 별의 생애를 직접 추적할 수 없다 -> 여러 부류의 별들을 관측해서 통계적으로 고찰

(수명이 다른 별들의 집단을 연구) 별이 성인별에 머무르는 기간

별이 성인 별이 되고 나서 현재까지 시간

별들의 수명과 나이

연료 소비율~ 광도 연료량 ~ 초기질량

수명 ~ 초기질량 / 광도 수명 = M/L * 10

년 수명 = 연료량 / 연료 소비율

질량과 수명

L ~ M

p = 3 ( > 30 Msun) p = 4 ( <30 Msun)

수명=M/ M

* 10

년

5Msun 인 별:

광도 : 태양의 5^4 (625)배 수명: 8* 10

년

질량과 수명

3 O3

11 O7

32 B4

370 A5

3,000 F5

10,000 G2 (태양) 10,000,000 M7

질량 (Msun)

수명

(10^6년) 분광형

60 30 10 3 1.5

1 0.1

반경이 같을 때의 광도와 온도관계

H-R도에서 질량과 반경

질량과 광도관계

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별의 광도와 직경및 밀도의 극한값

H-R도에서 극한값을 알아볼 수 있다

태양광도의 10^6배정도의 별은 태양질량의 약 100배 질량이 큰 주계열별의 광도가 가장 높다

별의 광도와 직경및 밀도의 극한값

H-R도에서 극한값을 알아볼 수 있다

적색왜성 예: Ross614B T=2700K, 1/2000 L_Sun 태양보다 아주 작고 밀집 아주 빨갛고 차갑고 낮은광도

낮은 질량 (0.5 M_Sun) 평균밀도가 태양의 80배

백색왜성

Sirius B: 시리우스와

쌍성계를 이루고 있는 백색왜성 백색왜성:

1862년에 관측되었으나 1914년 첫 스펙트럼 관측

태양밀도의 170,000배 (한 스푼의 질량이 50톤!) 40 Eridani B: 0.43M_Sun T~12,000K, 1/275 L_Sun 0.014 R_Sun, 2.5 10^-6 V_Sun

• 1862년 첫 관측 앨번 그레이험 클라크

• 1914년 첫 분광관측

• Sirius B

• 40 Eridani B - 태양밀도17만배 - 한 스푼이 50 ton

• 최대질량 : 1.44 M_☉ (찬드라세카 한계)

• 1862년 첫 관측 앨번 그레이험 클라크

• 1914년 첫 분광관측

• Sirius B

• 40 Eridani B - 태양밀도17만배 - 한 스푼이 50 ton

• 최대질량 : 1.44 M_☉ (찬드라세카 한계)

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백색 왜성

별들의 종류