스펙트럼 분류와 헤르츠스프룽 러셀도

목차

1. 별의 대기
2. 별의 스펙트럼 분류
3. 헤르츠스프룽 - 러셀도(H-R도)
4. 광도의 분류
5. 색-색도
6. 원소 함량비 효과
7. 거리 결정
8. X선 방출

본문내용

별의 유효온도는 플랑크 곡선 온도나 이온화 온도와 일치하지 않음(이유? 스펙트럼 선이 형성되면서 연속 복사의 파장에 따른 에너지 분포를 재분배하기 때문-선의 담요효과)
선의 담요효과 : 스펙트럼 선의 개수와 세기가 커질수록 중요
스펙트럼 선이 많지 않을 때는 그들 사이에 존재하는 연속 복사의 스펙트럼을 찾아 낼 수 있어서 유효 온도를 정확히 구할 수 있지만 선의 담요효과가 대기의 흑체특성을 바꾸어 놓는다.

⑶ 스펙트럼 선의 형성
가스를 이루는 분자, 원자, 이온들이 연속 복사의 스펙트럼으로부터 광자를 흡수하여 이보다 적은 수의 광자를 흡수하여 이보다 적은 수의 광자를 관측자 쪽으로 재방출할 때 흡수 스펙트럼이 생긴다.
기체의 화학조선은 그 중 어떤 종류의 입자가 광자를 흡수할 수 있는지 결정하는 반면 기체의 온도와 압력은 어떤 스펙트럼선이 형성되는지 결정한다.
예) 분자의 스펙트럼 선-저온의 가스에서만 형성(분자가 다른 입자와 충돌하여 쉽게 해리되기 때문)
중성원자 스펙트럼 -중간온도
높은 온도-모든 원소가 이온화되므로 이온 스펙트럼
스펙트럼 선의 중심부를 핵, 중심핵으로부터 연속 복사의 스펙트럼에 해당하는 쪽으로 연장해가며 상대적 단위에서 보통 1로 두는 세기의 수준

⑵ 스펙트럼 선의 계열
하버드 분광 분류계가 오늘날 사용
별의 스펙트럼에서 수소의 발머 흡수선의 세기에 기준을 두고 서열은 알파벳 순(A~P)
(A선 가장 강한 발머선, P별-가장 약한 발머선) 그 후 몇 개 문자가 빠지고 온도가 낮아지는 계열에 대응하도록 재배치
OBAFGKM(O형에 가까운 별 : 조기형, M형에 가까운 별 : 만기형)
다시 각 분광형은 0(초기)~9(만기)10개 부분으로 세분
예) 태양 G2
* 별의 스펙트럼 하위 분류의 세 가지 기본 기준
① 선의 부재
② 선의 세기(등가폭)
③ 선들의 강도비

참고 자료

없음