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[천문학]천문학 관련 - 변광성

저작시기 2005.11 | 등록일 2006.03.01 한글파일 한컴오피스 (hwp) | 6페이지 | 가격 1,000원

소개글

변광성에 관련된 레포트 입니다..

목차

서론
본론
1. Cepheid
2. RR Lyrae stars
3. 식변광성
결론

본문내용

서론


변광성은 크게 원래 별 자체의 밝기가 변하는 것과 쌍성계에서 하나가 다른 한 별을 가리면서 생기는 식쌍성이 있다. 본래의 변광성에도 맥동변광성과 폭발변광성(신성, 초신성)으로 나누기도 한다.
원리는 간단하게 말하면 정역학 평형이 무너져서 그러는 것인데 정역학 평형이란 별이 팽창하고자 하는 압력과(내부압력) 별의 질량에 의해서 표면의 물질들이 안쪽으로 받는 힘이 평형을 이룬다는 말이다. 주계열의 별들은 이런 균형이 잘 잡혀있다.
이런 균형이 내부의 문제(핵융합연료의 고갈, 헬륨의 연소)로 흐트러지게 되면 팽창했다가 수축하기를 반복하게 되는 것이다.
변광성은 별이 진화의 후기 단계에서 수소 및 헬륨껍질의 흡수율과 온도의 변화로 인해서 별이 팽창과 수축을 반복하여 밝기가 현상인데 변광성이 천문학에서 중요한 이유는 단지 진화적인 이유만은 아니다. 더욱 중요한 이유는 변광성으로 별까지의 거리를 잴 수 있는데에 있다.
별의 거리를 알려면 그 별의 절대광도를 알아야 하는데 우리는 잘 계산되어진 모델과 비교함으로써 어떤 관측한 변광성의 절대광도를 알 수 있고 그로부터 거리를 구한다.
이러한 본질적인 변광성은 크게 주기와 광도에 따라서 RR Lyrae 와 Cepheid로 나누어진다.

1. Cepheid

세페이드 변광성은 천문학에 막대한 영향을 끼쳐왔다. 처음으로 외부은하의 거리의 중요한 지표가 되기 때문이다. 기본적으로 세페이드 변광성은 주기-광도 관계로서 그 거리를 추정한다. 주기-광도 관계란 주기가 길수록 절대광도가 크다는 것이다. 즉, 주기만 측정하면 기존의 데이터로서 절대광도를 알 수 있고 절대광도를 알면 별의 거리를 알 수 있기 때문이다.



1-1 Observation

변광성들 중 기본적으로 가장 잘 알려진 세페이드 변광성의 경우, 그 별의 시선방향의 속도변화를 검토함으로서 그 크기의 변화를 감지할 수 있다. 즉 이 별의 도플러효과를 측정해 보면 팽창과 수축 시에 변화하는 크기의 정도로서 그 주기와 반지름의 변화를 알아낼 수 있다. H-R diagram에 위치하는 세페이드를 보면 태양 질량의 3~18 배의 질량을 가지는 종족 1로 핵헬륨연소 단계에 있음을 알 수 있다.

참고 자료

없음
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