지1 헷갈리는 것들 정리 - 3단원

Question

3단원 분광형OBAFGKM표면 온도(K)30000 이상11000~300007500~110006000~75005000~60003500~50003500 이하흡수선HeⅡ가 강함HeⅠ이 강함HⅠ이 강함금속선분자선 태양(G2) : 이온화된 칼슘(CaⅡ) 흡수선이 강하게 나타난다. 다만, CaⅡ는 K에서 가장 강하다. 광도 계급ⅠⅡⅢⅣⅤⅥⅦ별의 종류초거성거성준거성주계열성준왜성백색왜성-> 초거성은 밝기에 따라 다시 Ⅰa와 Ⅰb로 나누며, 백색 왜성은 D로 표시하기도 한다. 원시별이 계속해서 중력 수축하여 온도가 높아지다가 표면온도가 약 1000K에 도달하여 가시광선을 방출하기 시작하는 단계의 별을 전주계열성이라고 한다. 원시별에서 주계열성으로 진화할 때 별의 질량에 따라 H-R도 상의 일정한 위치에 이르는데, 이 위치를 영년 주계열이라 한다. 적색거성도 중심부에서 헬륨핵융합반응이 일어날 때 어느정도 정역학평형상태에 있다. 별의 질량에 따른 진화 (M = 태양의 질량) 1. <0.08M인 별 원시성 -> 갈색왜성 내부 온도가 수소 핵융합 반응이 일어날 만큼 높아지지 않아 갈색왜성이 된다 2. 0.08~0.26M 원시성 -> 주계열성 -> 백색왜성 -> 갈색(흑색)왜성 주계열성까지는 진화를 하지만 중심부의 온도가 적색 거성이 될 때까지 높아지지 않아 갈색 왜성이 된다. 이때의 백색왜성에는 탄소가 포함되어 있지 않다. 3. 0.26~4M 원시성 -> 주계열성 -> 적색 거성 -> 거문고자리 RR형 맥동변광성 -> 행성상 성운 -> 백색왜성 적색 거성 이후 행성상 성운을 거쳐 탄소와 산소로 구성된 백색 왜성이 된다. 4. 4~8M 주계열성 -> 적색 거성 -> 세페이드 변광성 -> 신성 폭발 -> 행성상 성운 -> 백색왜성 적색 거성 이후 여러 번의 폭발(신성 폭발)이 일어날 수 있다. 5. >8M 1. 주계열성 -> 중심핵은 철(바깥쪽으로 갈수록 규소 산소 탄소 헬륨 수소 순) -> 중심핵이 중력 붕괴 -> 초신성 폭발 -> 중성자별 또는 블랙홀 2. 별의 중심부의 온도가 1억K 이상이 되면 3개의 헬륨 핵이 모여 1개의 탄소 핵이 되는 헬륨 핵융합 반응이 일어나고, 이후에도 여러 가지 무거운 원자핵을 만드는 핵융합 반응이 진행되어 마지막에 철이 생성될 때까지 진행된다. 3. 철보다 무거운 원소는 핵융합 반응이 아니라 초신성 폭발을 통해 형성된다. 4. 별의 초기 질량이 태양 질량의 약 25배 이하는 중성자별, 이상은 블랙홀이 된다 중심부 질량 기준 -> 백색왜성 < 1.4M < 중성자별 < 3M < 블랙홀 pp반응 질량이 태양의 1,5배보다 작아 중심부의 온도가 1800만K 이하인 별에서 주로 일어난다. 수소 원자핵 6개가 차례로 반응하여 헬륨원자핵 1개와 수소원자핵 2개로 바뀌면서 에너지를 생성한다. CNO순환반응 질량이 태양의 1.5배보다 크고 중심부의 온도가 1800만K 이상인 별에서 일어난다 CNO가 촉매의 역할을 하여 수소원자핵이 융합되어 헬륨원자핵으로 바뀌면서 에너지를 생성한다(4개의 수소가 반응에 참여한다) 대류는 온도 차가 클 때 에너지를 효과적으로 전달하는 방법으로, 질량이 큰 별은 중심부의 온도가 매우 높기 때문에 대류층이 중심부에서 나타난다. 외계 생명체가 존재하기 위한 행성의 조건 1. 생명 가능 지대에 위치 : 행성의 표면에 물이 액체 상태로 존재 2. 적당한 중심별의 질량 : 중심별의 질량이 적당해야 별의 수명이 충분히 길어서 생명 가능 지대에 오래 머물 수 있다. ㄱ. 중심별의 질량이 매우 큰 경우 -> 행성에서 생명체가 탄생하고 진화할 시간이 부족하다 ㄴ. 중심별의 질량이 매우 작은 경우 -> 행성이 동주기자전을 하여 낮과 밤의 변화가 없어진다. 3. 적절한 두께의 대기 존재 : 자외선을 차단, 온실효과를 일으켜 행성의 온도를 알맞게 유지하고 낮과 밤의 온도차를 줄여 생명체가 살 수 있는 환경을 만든다. 4. 자기장의 존재 : 우주에서 날아오는 유해한 우주선이나 고에너지 입자를 차단한다. 5. 위성의 존재 : 위성은 행성의 자전축이 안정적으로 유지될 수 있도록 한다. 6. 적당한 자전축의 경사 : 자전축이 적당히 기울어져 있어야 계절변화가 극심하게 나타나지 않는다. 타원은하는 E0~E7으로 표시하며 뒤의 숫자는 편평도를 의미한다. 정상 나선 은하는 Sa, Sb, Sc, 막대 나선 은하는 SBa, SBb, SBc로 표시하며 a에서 c로 갈수록 은하 전체에 대한 은하 중심부의 비율이 낮아지고 나선팔의 감김이 느슨해진다. 우리은하는 막대 나선 은하이다. 대부분 전파은하는 타원은하, 세이퍼트 은하는 나선 은하의 형태로 관측된다. 전하은하 : 로브 - 제트 - 은하핵 - 제트 - 로브 v(은하의 후퇴 속도) = c * ( Δλ /λ) (λ = 원래 흡수선의 파장, Δλ = 흡수선의 파장 변화량) v(은하의 후퇴 속도) = Hr 우주의 나이 = 허블 상수의 역수, 우주의 크기는 허블 상수에 반비례 허블의 법칙은 별과 별에 대한 이론이 아니라 은하와 은하에 대한 이론이다. 빅뱅 이후 3분 : 원자핵 생성 ~~불투명우주~~> 38만년 이후 원자생성 ~~투명우주~~> 우주에서 수소와 헬륨의 질량비는 약 3:1 ㅡㅡㅡㅡㅡ 저온일수록 흡수선이 많이 나타나 별의 스펙트럼이 복잡해지는데, 이는 저온일수록 이온 껍질이 많아져 많은 분자선이 나타나기 때문이다. B등급이 크다 -> B필터에 해당하는 영역이 어둡게 보인다. 우주 배경 복사 관측 1965년 펜지어스와 윌슨의 지상 관측 -> 1992년 코비(COBE)망원경 관측 -> 2003년 더블유맵(WMAP)망원경 관측 -> 2013년 플랑크 망원경 관측 동일한 온도일 때 밀도가 작은 경우(크기가 큰 경우) 선폭이 좁게 나타난다. Ⅰa형 초신성 : 백색왜성이 주변의 별로부터 물질을 끌어 들여 백색왜성이 가질 수 있는 질량의 한계(찬드라세카 한계 = 1.4M)를 넘어설 때 중력을 이기지 못하고 붕괴되면서 폭발하는 초신성. 일정한 질량에서 폭발하기 때문에 광도가 일정해서 후퇴 속도에 따른 겉보기 등급을 분석하여 과거 우주의 팽창 속도를 알 수 있다 식현상을 통해 행성의 대기를 알 수 있다. 미세중력렌즈현상은 다른 간접적 탐사 방법에 비해 상대적으로 1. 질량이 작은 행성을 찾기에 유리하다. (미세중력렌즈현상만 놓고 보면 행성의 질량이 클수록 유리하다) 2. 행성과 별 사이의 거리가 멀수록 유리하다. (미세중력렌즈현상은 거리가 멀어도 잘 되고 가까워도 잘 된다) 앞쪽 별에 행성이 없어도 미세중력렌즈현상은 나타날 수 있으나 행성이 있을 때는 그래프 상에서 뾰족한 부분이 생긴다(위 그림에 있는 방출선처럼) 엄밀히 따졌을 때, 허블의 법칙에서 적색편이는 도플러 효과에 의한 것이 아니다. (우주론적 적색편이, 파장 자체가 점점 길어짐) 프리드만의 3가지 우주모형은 모두 감속팽창을 가정한다. 임계밀도 = 곡률 0 , 열린 우주 : 곡률이 -, 말안장의 형태 / 닫힌 우주 : 곡률이 + , 구의 형태

수의대제발 · Accepted Answer

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갭골 · Answer

색지수 낮 이온선
색지수 높 분자, 금속 선

뽀로로가젤조아 · Answer

적색거성도 중심부에서 헬륨핵융합반응이 일어날 때 어느정도 정역학평형상태에 있다.

이거는 어디서 나온 건가여?? 헷갈리네요ㅇ

이다야 · Answer

솔루션테크트리에서 나왔던 말이에요

중심부가 계속 수축하며 온도가 높아지다가(기체압<중력) 헬륨 핵융합 반응이 일어나면 그때는 기체압이 높아져서 어느정도 기체압과 중력이 평형을 이루게 된다는 소리였어요!

분광형	O	B	A	F	G	K	M
표면 온도(K)	30000 이상	11000~30000	7500~11000	6000~7500	5000~6000	3500~5000	3500 이하
흡수선	HeⅡ가 강함	HeⅠ이 강함	HⅠ이 강함	금	속	선	분자선

광도 계급	Ⅰ	ⅡⅢ	Ⅳ	Ⅴ	Ⅵ	Ⅶ
별의 종류	초거성	거성	준거성	주계열성	준왜성	백색왜성

지1 헷갈리는 것들 정리 - 3단원

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