(1) 위 자료에 나타난 별들의 크기 순서를 결정하는 방법을 자세히 서술하시오.
현재 주어진 자료는, 겉보기 등급, 연주시차, 분광형이다.
- 연주시차 별의 거리 구함
- 거리지수 공식 : 겉보기 등급으로 부터 절대등급을 구함.
- 주계열성 내에서 절대 등급이 클수록 대체로 별의 크기가 크다.
내 의문점 -> 주계열성인 것을 어떻게 알 것인가? 흑체 복사를 통해서 L = 4파이알제곱시그마티사승 을 이용해 구하는게 나을 것 같다. 심지어 그러면 주계열성 아닌 건 소팅 되지도 않음. 연주시차를 통해서 거리를 알 수 있으며, 분광형을 통해 표면온도를 알수 있다. 이때 절대 등급과 광도식이 일치하도록 잘 계산하면 별들의 크기 순서를 계산 가능하다. (4(pi)(R)^2 * T^4 (sigma)) = L
- 반박 : 문제에서 제시된, 0.3''이상의 연주시차를 가지는 별은 별로 균일한 모집단이라고 할 수 없다.
- 문제의 포인트
- 태양 기준 절대등급의 대소 비교하기
- 태양의 평균 크기가 큰 쪽인지, 작은 쪽인지 구분하기
- 어둡고 작은 행성의 존재
(1) 우주 초기에는 수소와 헬륨밖에 없었고, 별들의 상호작용에 의해 수소 헬륨이 아닌 다른 중원소들이 만들어지기 시작했다. 이러한 중원소 함량이 점차 늘어남에 따라, 뒤에 만들어진, 젊은 별일 수록 중금속의 함량이 높게 되었다.
- key : 젊은 별 높은 중원소, 늙은 별 낮은 중원소
- 생성 장소 성운, 별폭발 잔해의 물질 포함.
- 초기 우주의 성운에서 형성된 type 2 별
- type 1 별은 은하의 원반에 많이 분포함
- 은하의 원반은 밀도가 높아 별의 탄생이 쉽다고 함.
- type 2 (늙은) 별은 은하의 모든곳에 존재한다.
- 늙은 별은 작고 수명이 긴 경우도 많음. 따라서 관찰 되지 않는 경우도 있음
- 은하 나선 원반 주변 (밀도가 낮음)에 안가리고 잘 발견됨.
- 태양은 p-p반응으로 핵융합이 일어난다.
- 질량이 큰 별은 1800만 K를 넘어 CNO 반응이 일어날 수 있다. CNO는 T^17 에 비례, 따라서 작은 온도 변화에도 매우 민감하게 반응 할 수 있다. 따라서 온도가 높아질 수록 불안정해진다고 판단 할 수 있다.
- 태양 포함 주계열성, 질량에 따른 다양한 중심부 온도 가능
- 핵융합 에너지 증가시, 복사압에 의해 별의 온도가 낮아지는 음의 되먹임 작용이 일어난다.
- 적색 거성 진화 -> 크게 팽창 & 온도 하강
- 온도가 떨어지는 지점인 11 ^ 10^9 년 이후에 적색 거성으로 진화한다.
- 광도는 수~수십배
- 반지름 2배
- 표면온도 90% 이하로 낮아짐.
- 광도가 5850K 이하로 낮아져 칼슘 흡수선, Fe 흡수선이 강해진다.
- 반지름이 2배가 되면서 흡수선폭이 좁아지게 된다 .(밀도 저감에 의해)
- 분광형은 G2 -> G0~K로 낮아짐.
- 눈에 보이는게 장반경이 아닌 것에 주의
- 나머지는 쉬움
- 1M은 온도에 비해 광도가 많이 감소하는데, 5M은 광도 증가에 비해 온도가 엄청 증가하게 된다.
- 1M보다 5M의 진화속도가 더 빠르다.
- 전주계열성의 크기가 크다.
- 온도가 낮아 불투명도가 큼, 따라 별 전체가 대류를 통해 에너지를 방출함.
https://ko.wikipedia.org/wiki/%EC%A0%90%EA%B7%BC%EA%B1%B0%EC%84%B1%EC%97%B4
점근거성열 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전
위키백과, 우리 모두의 백과사전. 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 나타나는 질량에 따른 항성의 진화다. 점근거성가지는 태양 보다 2배 무거운 별의 경우에서 AGB로 표시된다. 점근거성가지(영어: As
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점근거성가지(AGB) 에 대한 설명
AGB : Asymptotic (점근) giant branch
- 중소 별들의 인생 말기
- 개밝은 적색 거성으로 관찰됨
- 내부에 C/O 핵 (비활성된 상태의 핵)이 존재
- 헬륨 & 수소 핵반응 정도까지만 일어남
점근거성가지 AGB는 두 단계로 나뉜다. 하나는 E-AGB(Early AGB), 둘째는 TP-AGB (Thermal pulsing AGB)
E-AGB
- 탄소/산소 핵 위에서 일어나는 헬륨 핵융합반응이 주 에너지원
- 헬륨 핵반응이 안일어나면 TP AGB임
TP-AGB
- 헬륨 고갈 이후, 수소로 인한 핵반응
- 수소로 인해 헬륨이 쌓이면 다시 헬륨이 핵반응하게 됨, 이때 헬륨 섬광 발생 ( 축퇴상태에서 bomin)
- 헬륨 섬광이 bomin 하면, 별이 엄청 팽창되면서 냉각되게 됨. 이때 진행되던 수소 핵융합 반응은 멈추게 되고 두 껍질 사이에 대류가 일어나게 됨.
- 헬륨이 고갈되면서 헬륨 껍질 연소와 수소각이 가까워지면 다시 수소 핵융합이 일어남.
- 주기 restart
이때 과도한 대류로 인해, 대기중 산소 < 탄소인 탄소별이 형성 될 수도 있다.
이를 준설이라고 한다.
또, 과도한 bomin으로 인해 다량의 물질을 잃게 되는데, 이때 잃는 질량은 50~70% 별 질량이다.
Late stage :
AGB의 마지막 단계에서는, 계속된 bomin으로 인해 얼마 안남은 별들이, 원래의 모습을 회복하고 수소& 헬륨 bomin을 200년간 하다가 뒤져버림.
핵 내부의 수소가 고갈되어 수소 핵융합이 멈추게 되고, 별은 수축하게 된다. 수축하면서 중력 위치에너지에 의해 온도가 증가하게 되고, 온도가 계속해서 증가하게 되면 헬륨 각에 존재하는 수소의 핵융합이 개시된다.
중심핵은 수축, 수소껍질은 연소하면서 팽창함.
표면 온도가 감소하면서 불투명도 증가, 대류 + , 거성이 되어 적색 거성이 됨.
적색 거성 온도가 1억 K에 이르면 헬륨 3a -> 탄소 생성 핵융합이 일어나게 됨.
축퇴 상태가 되면 헬륨 섬광이 발생한다. (축퇴는 축퇴를 가속, 연쇄)
이렇게 별이 팽창하여 비축퇴 상태가 되면 중심핵은 팽창, 외부는 수축해 광도가 낮아져 수평가지 단계에 도달.
중심에 탄소핵이 생성되면 수소 및 헬륨 껍질이 연소하여 다시 광도가 커지게 됨.
겉보기 등급이 낮아질때 밝아지고 이때가 곧 헬륨 섬광이 있을 때로, 존나 커지는 때이다.
절대등급 -2 해서 하면 됨.. type 2 별은 1세대 중원소 적은별임.
- 중성 수소의 전자 스핀 방향 변화 미세천이에 의해 21cm 전파가 일어나게 된다. 이와 도플러 효과를 이용하여 별의 후퇴속도를 알 수 있다.
- 은경 0 구간이 측정 되지 않는 이유는, 우리 은하 중심에 블랙홀과 수많은 별이 존재하기 때문이다.
a 음수 b 음수 d 양수 c = 0
b < a < c = 0 < d
Standard Model 이 해결하지 못한 문제들 :
평탄성 문제
기존 standard model 에서는, 초기 우주의 밀도가 특정 상수 임계 밀도와 같아야 하는데 이에 대한 아무런 논리적 근거가 뒷받침 되지 않는다.
지평선 문제
초기 우주에서 빛이 이동한 거리가 우주의 크기에 비해서 작은데, 이는 전방향우주배경복사를 설명하지 못한다. 최소한, 빛의 이동거리가 우주의 초기 크기보다 크거나 같아야 한다.
자기 홀극 문제
standard model 에 의하면 자기홀극이 다량으로 만들어졌어야 하는데 이에 대한 근거 또한 누락 되어 있음. 현재 자기 홀극이 관측되지 않음.
급팽창이론에서 이들을 어떻게 해결하는가?
평탄성 문제
급팽창하면서 엄청난 엔트로피가 생성되었다고 가정하자.
그럼 초기 밀도의 범주가 크다고 가정되어 평탄성 문제가 해결된다고 한다.
지평선 문제
그냥 해결 된다고 함
자기 홀극 문제 해결
온도가 Tk이하로 내려가면 상전이가 시작된다. 상전이 과정에서 자기홀극이 생성된다고 할 수있다.
요약 :
- 초기 우주 급팽창, 온도가 하강됨
- 임계 온도보다 하강하면서 자기 홀극이 생성된다.
- 과냉각 되면 자기홀극 생성이 멈춘다.
- 존나 과냉각 될때까지 냉각된다.