온도에 의존하는 흡수선
페이지 정보
작성자 타라곤 댓글 0건 조회 1,756회 작성일 12-06-16 03:21
본문
흡수선의 세기와 특징은 별들에 따라 차이가 있다. 어떤 별들은 매우 강한 수소선을 , 또 어떤 별들은 수소선은 보이지 않고 강한 칼슘선이나 나트륨선을 보인다. 그러면 그들의 양도 다양할까?그렇지 않다. 과학자들이 원자 물리에 대하여 연구할때, 그들은 별의 광구 온도가 우리가 측정하는 스펙트럼선을 결정한다는 것을 알았기 때문이다. 그러므로 우리는 측정된 스펙트럼의 흡수선과 그 세기로 별의 온도를 결정할 수 있다. 이것은 별들이 형성되는 가스 성운들로부터 측정된 스펙트럼선으로부터, 그 양이 어디에서든 비슷함으로 확인된다.
별의 온도를 결정하는 첫번째 단계는 수소 흡수선을 측정하는 것이다. 별의 온도가 너무 높거나 낮으면 약한 수소선이 나타난다. 별들은 특정 온도에서 매우 강한 수소선을 방출한다. 전자기 스펙트럼의 가시 영역에서 수소 흡수선이 보이려면, 원자의 전자는 광자를 흡수하는 두 번째 에너지 단계에 있어야 한다.
수소 원자가 열을 받으면 원자 충돌로 이온화 된다. 그러나 핵으로 떨어질 전자가 없는 경우에는 수소선이 보이지 않는다. 또 별의 온도가 너무 낮으면 두 번째 에너지 단계에 있는 전자는 거의 없게 된다. 즉 대부분의 전자가 바닥 상태에 있어 원자간 충돌이 없다는 뜻이다.
수소선은 온도 4,000에서 12,000 K사이에서 강하게 나타난다. 헬륨 원자는 수소보다 더 강하게 전자를 속박하고 있으므로 가시 영역에서 이들이 이온화되기 위해서는 더 높은 온도인 15,000 에서 30,000 K까지 올라가야 한다. 칼슘 원자의 경우 전자가 훨씬 느슨하게 속박되어 있기 때문에 3000에서 6000 K의 낮은 온도에서도 스펙트럼선이 보이게 된다. 각 원소의 흡수선은 온도에 매우 민감하다. 흡수선의 세기는 별의 온도나 온도 영역을 보여준다. 그러나 둘 혹은 셋이상의 흡수선을 함께 이용하면 실제 별의 온도가 될 수 있는 온도 영역은 좁아진다. 각 원소의 흡수선의 세기를 서로 겹쳐서 비교하면교차하면 약 20~50K의 오차 범위에서 정확한 온도가 측정된다. 이 기술이 별의 온도를 측정하는 가장 정확한 방법이다.
그러나 연속 스펙트럼으로 별의 정확한 온도를 결정할 수는 없다. 왜냐하면 어떤 별들은 연속 스펙트럼의 최고점(peak)이 가시 영역 밖에서 나타나기 때문에 우리는 빈의 법칙을 적용할 수가 없기 때문이다. 더불어 별은 완전한 열복사체가 아니므로 연속 스펙트럼으로는 대략적 온도만 추측할 수 있다. (수 백K의 오차를 가짐).
별들의 종류에 따른 분광형은 다음 장의 "주계열성의 특성표"에 잘 나타나 있다.
별들의 종류에 따른 분광형은 다음 장의 "주계열성의 특성표"에 잘 나타나 있다.
댓글목록
등록된 댓글이 없습니다.