측성학 측광학 분광학

2강: 별빛의 분석

일반지구과학 및 실습 2

충북대학교 천문우주학과 김용기교수

2

빛

어디서 ? 얼만큼 ? 어떻게 ?

측성학 측광학 분광학

?

천문학이란 …

인간이 우주에서 받는 유일한 정보원?

3

http://astro.kasi.re.kr/

별이란 . . .

서로 다른 모든 별들의 종류들을 어떻게 큰 그림 하나로 설명할까?

오리온자리의 장시간 노출사진

짧은 노출 긴 노출

별들의 다양한 색깔은 그들의 온도에 따라 다르다

별빛의

분석

1. 밝기 2. 색깔

3. 스펙트럼

자전 자전 원소

함량 원소 함량

크기 효과 크기 효과 시선

속도 시선 속도

분류 형성 분류

형성

색

색 색지수색지수

등급 체계 등급 체계

밝기 단위 밝기 단위

1. 별들의 밝기

광도 한 별이 단위 초당 얼마나 많은 에너지를 방출하는가의 척도

지구에 얼마나 많은 양의 에너지가 도달하는가의 척도가 아니다

빛은 거리에 따라 희미해 진다 (거리이 제곱에 반비례) 별은 표준광원이 아니기 때문에

겉보기 밝기에서 광도를 읽어낼 수 없다

겉보기 밝기

거리를 알아야! 가장 어려운 작업중의 하나

등급체계

측광학

가장 어두운 별: 6등급 1등급별은 6등급별보다 100배 밝다

1등급차이는 밝기에서 2.5배 차이

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알려진 천체들의 겉보기 등급

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그 외의 밝기단위

전파 천문학

적외선, X-선,

감마선천문학

등급보다는

에너지 단위를 사용

광도 관심있는 천체에 대한 실제적인 정보를 제공하는 중요한 성질

지구에 도달하는 에너지 양

우주 지형학적으로 볼 때 지구로 향하는 우연한 빛 별의 광도를 태양광도의 단위로 나타냄

같은 색으로 보이지 않는다

별들의 온도는 서로 다르다

2. 별들의 색깔

별들의 색깔을 특정짓는 정량적인 방법을 고안해서 별의 온도를 결정하는데 사용하고 있다

색지수

필터를 통과한 별의 밝기 측정 (등급)

U (Ultraviolet): 자외선, 360nm B(Blue): 파랑, 420nm

V(Visual):안시, 540nm

색지수

Color Index

색지수는 거리와 무관하게 일정하다 !

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색지수

비인의 법칙에 의해 온도와 색이 연결됨 UBV시스템의 자외선, 파랑과 안시등급은 10,000K의 표면온도를 지닌 별에서 색지수가 0이 되도록 조정된다

B-V > 0

B-V < 0

3. 별의 스펙트럼

프라운호퍼 (1823):

별의 스펙트럼에서 흡수선 관측 허긴스 (1864):

태양과 행성에서발견된 똑같은 원소들이 별에도 존재함을 발견

필터 대신 빛을 분광 관측하면

별을 구성하고 있는 성분원소를 알아낼 수 있다

어떤 물리현상을 통해 생겨난 스펙트럼일까?

낮은 밀도의 대기 바깥층 대기에 둘러쌓 여있는 뜨겁고 밀한 중심핵

태양과 같은 별의 스펙트럼은 어떤 물리현상을 통해 생겨났을까?

태양스펙트럼

모든 별들에서 어두운 흡수선 스펙트럼이 관

측된다

별마다

스펙트럼 형태가 다르다

왜?

항성 스펙트럼

다양성이 대 변혁으로 . . .

• Annie Jump Cannon

• Antonia Maury

• Meghnad Saha

• Cecilia Payne-

Gaposchkin

계산을 담당한 여성들 (1890)

Annie Jump Cannon (1863-1941)

항성 분류 표

A B C D E . . . S

Antonia Maury (1866-1952)

분광형은 아마 온도에 따라 분류되어지는 것이 더 효과적일 수 있다!

O

B

A

F

G

K

M

하나의 대 변혁

• 당시 대부분의 천문학자들은 스펙트럼 선들이 차이가 화학적 성분비가 약간 다르기 때문에 생긴다고 믿었었다

• 인도 물리학자 사하는 하버드대학의 캐논과 머리의 연구를 확인해주는 또 다른 이론적 설명을 제시하였다

Meghnad Saha (1893-1956)

원자의 열적 이온화 이론

Cecelia Payne-Gaposchkin (1900-1979)

Harvard/Radcliffe 대학 최초의 천문학 PhD

Saha 와 Payne-Gaposchkin의 공동연구

• 캐논의 분광분류에 대한 이론적 설명

• 스펙트럼 (흡수선들)의 차이에 대한 원인규명

원소함량비의 차이가 아니라 원자들의 온도와 열이 온화 정도에 따라 달라짐

• 항성들이 주로 수소로 구성되어있다는 주장을 확신 시켜 줌

항성들은 분광형으로 분류됨:

O, B, A, F, G, K, M

이들 연구의 기여

• 항성분류에 대한 새로운 방법제시

• 항성의 색, 흑체복사곡선의 피이크

파장, 분광형들 모두가 별의 온도가

늠자들이다

별의 분광형 연구과정을 통해 과학의 성격 이해하기

화학적 성분비에 따른 원자물리

화학적 성분비가 다르다 분광형 분류 (A,B,C ..S)

온도가 다르다 분광형 분류 (O,B,A,F,G,K,M) 온도에 따른 원자물리

별의 스펙트럼이 다양한 형태로 관측된다, 왜?

프라운호퍼: 태양의 흡수선,

허긴스: 태양과 행성에서 발견된 원소들이 별에도 존재

관측 결과 Rule/

law

원인 관측과 추리가 동시에 필요(자료만으로는 한계)

여러 학자들의 의견과 합의점을 거치면서 자신의 이론을 발전시킴 상상력과 추리력을 이용하여 새로운 이론 혹은 법칙을 형성과 적용

(창의성)

설 명

설 명 주관성 과학지식의

잠정성

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B0 B1 . . . B9 B0 형 별은 B형 별 들 중 가장 뜨겁다

B9 형 별은 A0형 별보다 약간 뜨겁다

He보다 무거운 원소는 모두 금속이라 부른다

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별의 크기효과

별들의 크기는 다양

거성

이온화된 원자와 전자들이 만나서 재결합하는 빈도가 높은 압력을 지닌 별에서보다 낮다

스펙트럼 분석으로 구별가능 같은 온도의 압력이 높은 별에서보다 더 높은 평균 이온화도유지

원소함량

1. 실험실연구

어떤 스펙트럼이 나타나는가?

2. 관측된 스펙트럼 분류

다른 원소의 스펙트럼과 겹치지 않게

3. 별들 운동성분 보정

4. 광구 온도와 압력에 대한 보정

흡수선을 보이는 다양한 원소들의 상대 함량비 추정가능

원소함량

어떤 별에서 스펙트럼 선이 관측되지 않았다고 해서 그 원소가 그 천체에 존재하지 않는다고 할 수 없다

어떤 형태의 흡수선을 발생시키는지 결정해주기 때문

스펙트럼선이 존재하지 않는다면

그 원소의 함량비가 아주 낮다고 결론지을 수 있다

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별에서 수소는 전체질량의

3/4

수소와 헬륨은 별질량의

96-99%

중원소: 4%

인간을 구성하는 원소는

우주에 일반적으로 존재하는 원소들

시선속도

별스펙트럼선들이 나타나는 위치는

지구 실험실에서 측정한 파장과 일치하지 않음

도플러효과에 의한 편이

허긴스: 별의 시선속도를 최초로 관측 (시리우스) 쌍성의 시선속도 측정은 별의 질량을 유도하는데 중요한 역할 (17장)

고유운동

별들이 우리의 시선방향과 수직으로 하는 운동

상대위치가 변한다

북두칠성의 십 만년동안 고유운동

척도:

하늘에서 몇 arcsecond 움직였는가?

각운동을 속도로 변환하기 위해서는 거리를 알아야 한다

자전

한 천체가 자전한다면 한쪽은 우리를 향하고 다른 한쪽은 우리쪽에서 멀어지는 운동을 한다

태양이나 행성에서 관측이 됨

별은 너무 멀리 떨어져 있어서 분해되지 않는 한 점으로 보인다

도플러 편이에 의해

서로 다른 영역으로 움직이는 스펙트럼 선들의 중첩현상이 일어남

선 넓어짐 (line broadening)

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선 넓어짐 관측결과

태양의 자전주기는 거의 1달

어떤 별들의 자전은 너무 느려서

현재기술로 관측 불가능한 경우도 있다