2019 심화교육 – 천체지구과학 강의노트 4

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2019-10-08 경남과학고등학교 오유신 작성

#항성: 스스로 빛을 내는 천체

항성의 에너지원

과거에는 항성의 에너지원을 연소나 수축에 의한 에너지로 추정했다.

그러나 연소의 경우는 그 가능 시간이 1,000년 정도였고, 1800년대 후반에 등장한 Kelvin&Helmholz의 수축설은 가능 시간이 1,000,000년 정도였고, 1900년대 등장한 Betze와 Hoyle의 핵융합설은 가능 시간이
100,000,000,000년 정도로 지구의 65억년의 나이에 비교적 적합한 설명이 되었다.

그러나 핵융합의 경우는 큰 별일수록 더 핵융합에 필요한 반응물의 양이 많으니 더 오래 지속되어야 하는 것은 아닌가는 의문이 제기된다. 그러나 실제로 별들의 질량이 클수록 더 빨리 핵융합이 일어나서 빠르게 진화해버린다.

이는 질량에 따른 핵융합 방식의 차이로부터 근원한다.

핵융합이 진행될수록 천체들이 더 큰 원자량의 원소를 가지게 된다.

항성 수명의 90% 정도는 주계열성 단계에 머무른다. 주계열성 단계에서 주된 핵융합 반응이 일어난다.

태양 질량의 1.5배 이하의 항성의 경우에는 p-p chain의 핵융합 반응이, 그 이상의 경우에는 CNO cycle의 핵융합 반응이 일어나게 된다.

질량에 따른 항성의 진화

질량이 큰 별은 빠르게 진화하여 수명이 짧다.

원시 성운 -> 원시별 -> 주계열성 -> 적색 초거성 -> 초신성 -> 중성자별/블랙홀

초신성의 잔해들의 경우에는 무거운 원소들을 공급하는 근원이 된다. 핵융합을 통해서 만들어낼 수 있는 원소는 Fe까지인데, 초신성은 그 이상의 원자량을 가지는 원자들도 만들어낸다.

질량이 크지 않은 별은 천천히 진화하여 수명이 길다.

원시 성운 -> 원시별 -> 주계열성 -> 적색 거성 -> 행성상 성운 + 백색왜성 : 행성상 성운은 주변으로 별이 자신의 물질을 외부로 방출하는 경우 형성된다.

태양은 나중에 적색 거성 단계로 진화하면 지구 궤도를 잡아먹는다.

우주의 구성

우주는 90% 정도의 수소와 10% 정도의 헬륨으로 구성되어 있다. 그 이외의 다른 부가적인 원소들은 항성이나 초신성을 통하여 만들어진다.

부가적인 말

핵융합 반응을 하기 위해서는 태양 질량의 0.08배 이상이 되어야 함. 그 미만의 경우는 갈색 왜성으로 분류됨. 갈색 왜성은 중성자 핵반응을 통하여 적외선을 방출하면서, 천천히 식는다.

즉, 행성과 항성 사이에 있는 것이 갈색 왜성이라고 볼 수도 있겠다.

행성들은 항성들의 형성과는 달리, 소형 천체들의 지속적인 충돌로 미행성체들이 성장하여 만들어진다.

별, 갈색 왜성, 행성의 구분:정리

항성(별)은 주계열성의 단계에서 수소 핵융합 반응이 일어나는 크기가 크고, 질량도 큰 천체이다.

갈색 왜성은 중성자 핵융합을 통해 적외선을 방출하는, 항성과 행성 사이에 걸친 이른바 애매한 천체이다.

행성은 핵융합 반응이 일어나지 않으며, 크기가 작고 질량도 작은 천체이다. 또한 형성되는 과정도 항성과는 상당히 다르다.

P-P Chain(양성자-양성자 연쇄반응)

수소 원자핵 4개가 헬륨핵 1개와 중성미자 2개, 양전자 2개와 빛을 만들어내고, 양전자와 광자가 주변 물질과 상호작용하며 에너지를 전달한다.

당연히 에너지의 근원은 이 과정에서의 질량결손이다.

핵융합의 과정 완성에 있어서는 중성자의 검출이 중요한 역할을 했다.
> 찾아볼 것. 어떻게 검출되었는지의 방법론 등

별들의 질량의 분포

초기 질량 함수(Initial mass distribution)은 초기의 질량에 따른 별의 개수들을 나타내는 분포 그래프이다.

질량이 큰 별에 비하여 질량이 작은 별의 개수가 상대적으로 더 많다.

IMF를 통하여 성단의 진화 상태나 질량 분포 상태, 질량이 큰 별이 얼마나 많이 빠져나갔는지 등을 확인해볼 수 있다.

질량이 큰 별일수록 수명이 짧다.

별의 거리

별의 거리를 나타내는 단위로는 AU, ly, pc가 있다.

> AU는 태양과 지구 사이의 평균 거리를 1AU로 정의한다.

> ly는 빛이 1년동안 진행하는 거리를 1ly로 정의한다.

> pc는 연주시차가 1초인 별까지의 거리를 1pc로 정의한다.

별의 거리를 측정하는 방법으로는 삼각시차법(연주시차)를 이용하는 직접 측정법과, 별의 고유밝기(광도)와 겉보기 밝기를 비교하여 포그슨 공식에 집어넣는 간접 측정법이 있다.

연주시차는 별의 거리가 가까울수록 커지고, 먼 별일수록 작아진다.

[eqn: r`=`1/P`](단, 단위는 거리가 pc, 연주시차는 초)

거리에 따른 별의 정확한 거리의 측정 방법이 조금씩 달라진다.

> 가까운 별(~100pc)은 연주시차를 이용하여 측정한다.

> 먼 별(~10,000,000pc)은 세페이드 변광성이나 거문고자리 RR형 변광성 등 변광성을 이용하여 측정한다.

> 아주 먼 별(10,000,000pc~)은 초신성(폭발의 속도, 밝기의 기울기 등)을 이용하여 측정한다.

별의 광도와 밝기

1. 별의 광도

> 별이 단위 시간동안 내는 에너지의 총량이자 별의 고유 밝기를 별의 광도라고 한다.

> 별의 광도의 단위는 태양 광도를 기준 단위로 한다. [eqn: L _{⊙}]로 표현한다.
> 태양의 경우는 그 광도가 [eqn: 4` TIMES 10 ^{26} J/s]에 이른다.
> 예시) 태양 광도보다 약 100만배 밝은 별의 광도는 [eqn: 10 ^{6} L _{⊙}]

2. 별의 밝기

> A. 겉보기 등급: 지상의 관측자가 안시관측에서 느낄 수 있는 별의 밝기를 구분한 등급으로서, 히파르코스가 밤하늘을 관측하여 관측 가능한 별들 중 가장 밝은 것을 1등급, 가장 어두운 것을 6등급, 나머지 별들은 1과 6의 중간에 해당하는 등급을 부여하였다.
겉보기 등급은 별의 고유 밝기와 거리에 의하여 결정되며, 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례한다. 현대 겉보기 등급 분류 수치 기준에서 5등급 차이는 고유 밝기의 100배 차이를 의미하며, 1등급 차이는 약 2.512배의 고유 밝기 차이를 의미한다. 그러나 겉보기 등급은 등급을 측정할 때 측정기기가 가장 민감하게 반응하는 파장인 유효 파장에 따라 조금씩 달라질 수 있다.

색지수는 두 개의 서로 다른 파장에서 측정한 등급의 차이로서, 항성의 표면 온도에만 관계되고, 거리에는 무관하다. 색지수가 0인 별은 A0형 분광형의 별로서 표면 온도가 대략 10,000K이다.

B. 절대 등급: 별의 고유 밝기를 비교하기 위하여, 모든 별이 지구로부터 10pc의 거리에 놓여 있다고 가정하여 정해준 등급으로서, 실제적으로 측정 가능한 양은 아니지만 겉보기 등급으로부터 포그슨 공식에 의거하여 절대 등급을 계산할 수 있다. 별까지의 거리를 몰라도 항성으로부터 나온 빛을 분석함으로서 별 고유의 특성을 추정할 수 있는 경우가 많다.

3. 거리지수: [eqn: m-M=5log`r-5] (포그선 방정식에 절대 등급의 기준 거리가 10pc임을 대입한 결과이다)

측광

천체가 방출하는 광량을 측정하는 것을 측광이라고 한다.

천체의 측광에는 UBV 측광계가 가장 많이 사용되는데, 자외필터(U필터), 청색필터(B필터), 안시필터(V필터)를 통하여, U, B, V의 삼색 등급을 매긴다.

그렇게 계산한 B-V 색지수의 경우는 별의 표면 온도의 지표로서 자주 사용되며, U-B 색지수의 경우는 별의 중원소 함량에 대한 정보를 얻는데에 이용한다.

A0 분광형의 별은 B-V 색지수가 완전히 0이 되지는 않는다(필터의 투광도 등의 영향). 이 점에 유의해야 한다.

별의 표면 온도와 색은 연관이 있기 때문에 별의 분광형이나 색은 표면 온도를 지시하는 지표로서 사용될 수 있다.