Ⅴ 별과 외계 행성계

01. 별의 표면 온도와 크기

흑체 복사와 별빛 스펙트럼

(1) 분광 관측의 역사

뉴턴 :

프라운호퍼 :

허긴스 :

피커링과 캐넌 :

모건과 키넌 :

(2) 흑체 복사와 플랑크 곡선

① 흑체

흡수한 모든 에너지 ____, 입사하는 모든 에너지 ____

흑체 복사는 ____ 스펙트럼

흑체복사는 구성 물질의 종류와 관계없이 ____에 의해서만 파장에 따른 세기 변화 양상 결정

별은 흑체는 아니지만 유사함

② 플랑크 곡선

흑체의 온도와, 그에 따라 흑체 표면에 방출되는 복사 에너지의 파장에 따른 분포를 나타낸 것

흑체 온도 높을수록 커지는 것 두 가지 :

작아지는 것 한 가지 :

cf) 전자기파 파장 큰 순으로 나열해보시오 :

③ 별의 표면 온도와 색깔 (별의 복사는 흑체와 유사)

- 별의 표면 온도 높을수록 파란색, 낮을수록 붉은색 나타냄

(3) 스펙트럼

- 스펙트럼 : 파장에 따라 나누어진 빛의 띠, 빛을 프리즘에 통과시켜 얻음

- 스펙트럼의 종류

① 연속 스펙트럼 : 모든 파장 영역에서 빛이 연속적으로 나타남

② 흡수 스펙트럼 : 연속 스펙트럼이 나타나는 빛을 ____________에 통과

-> 연속 스펙트럼을 배경으로 _______이 나타남

-> __________에 따라 흡수선 위치, 개수가 다름

-> 별에서의 흡수 스펙트럼 : 별의____가 특정 파장의 빛을 흡수하여 나타남

③ 방출 스펙트럼

_____________가 특정 파장의 빛만 방출

2. 별의 표면 온도

(1) 별의 분광형과 표면온도

분광형에 따른 색깔, 표면온도(경계되는 온도) 표시해보기

각 분광형은 다시 ___단계로 세분 -> _______으로 번호 부여

분광형과 흡수 스펙트럼 : _______과 ______은 _____________의 세기에 따람 별을 A,B,C...P형의 16가지로 구분 -> 이후 ________에 따라 분광형의 7가지로 구분함.

-> 고온의 별 : 흡수선의 수가 어떤가? & 이온의 흡수선 or 분자의 흡수선?

-> 저온의 별 : 그 반대임

즉즉즉!! 별의 표면온도는 ‘최대 파장(람다맥스)’과도 관련 있고, ‘단위 시간당 단위 면적에서 방출하는 복사에너지의 세기’와도 관련 있고, 이러한 대단한 별의 표면온도를 색깔로 나타낸게 ‘분광형’인데, 심지어 이게 ‘흡수 스펙트럼’과도 관련이 있다는 것!!! 나중 되면 알게 되겠지만 표면온도는 분광형 뿐만 아니라 색지수로도 표현할 수 있는데, 이 표면온도가 광도와도 관련이 있음!!

cf) 별들 마다 별빛의 스펙트럼이 다양하게 나타나는 이유는 대기 성분은 비슷하나, (뭐땜신지 뒷말 적어보기)

->

cf) 흡수스펙트럼의 종류와 세기는 별의 표면온도에 따라 달라짐, 이 사실은 위의 이유와 헷갈려 선지 판단할 때 오류를 범하기 쉽다.

분광형과 흡수선의 상대적 세기

: 고온의 O형, B형에서 세게 나타나는 선은?

: A형에서 가장 강하게 나타나는 선은?

: 저온의 K형, M형에서 많이 나타나는 흡수선은?

cf)Ⅰ이 중성상태, Ⅱ가 +1가 양이온 상태, Ⅲ가 +2가 양이온 상태이다

: 태양에서 가장 강하게 나타나는 흡수선은?

(2) 별의 색지수와 표면 온도

- 색지수 : 별의 표면 온도의 척도로서, U,B,V 필터로 정해지는 ______________           의 차이

빛의 세기가 강할수록 겉보기 등급이 작아짐

파란색별은 ___필터보다 ___필터를 통과한 별빛이 더 밝다

노란색별은 그 반대

IF P와 Q 별의 표면 온도차가 2.5배이고, 반지름이 같다고 가정

P

Q

① 표면 온도는 P가 Q의 몇 배?

② 최대 E를 방출하는 파장(람다맥스)는 Q가 P의 몇 배?

③ 같은 시간동안 단위 면적에서 방출하는 E양 비교해라

④ P와 Q의 그래프가 각각 플랑크 곡선에서 이루는 면적의 비는?

-> __________라는 공식에 의해서!

⑤ 절대 등급은 P가 Q보다 약 ___등급 작다

⑥ P의 표면온도는 10000K보다 높다? or 낮다? why?

3. 별의 광도와 크기

(1) 별의 광도와 절대 등급

광도(L) : 별 전체가 단위 시간동안 방출하는 E양

절대 등급 : 별이 10pc 거리에 있을 때의 밝기

절대 등급 5등급 차이 = 관도 ______배 차이

광도와 절대등급 간의 식 유도해보고 공식 적어보기

(2) 별의 광도와 반지름

슈테판 볼츠만 법칙 : 별이 단위 시간동안 단위 면적에서 방출하는 에너지는 표면온도의 네제곱에 비례 (직접 식 써보기)

광도 = 별의 표면적X(별이 단위 시간동안 단위 면적에서 방출하는 E양)

-> 식 써보기

(3) 광도 계급

광도가 큰 Ⅰ~ 광도가 작은 Ⅵ의 6개 계급으로 구분

M-K 분류법 : 광도 계급을 고려한 별의 분류법

광도 계급에 따른 별의 종류 적어보기-

->

분광형이 같아도, 반지름에 따라 별의 광도는 다를 수 있다.

분광형이 같을 때, 반지름이 큰 별일수록 스펙트럼에서 흡수선의 두께가 ____. -> why?

태양의 물리량

① 표면 온도 :

② 분광형 :

③ 색깔 :

④ 최대 파장(람다맥스) :

⑤ 절대 등급 :

⑥ 광도 계급 :

⑦ 수명 :

⑧ 현재 나이 :

02. H-R도와 별의 분류

H-R도

만든 인간들 :

2. 별의 종류와 특징

① 주계열성

별의 약 90%가 얘네들임

주계열성일 때, 광도 크면 표면온도 크고, 크기 크고, 질량큰데, 수명 짧음

② 적색 거성

표면온도__, 반지름 매우 큼 -> 광도 개 큼, 밀도는 주계열성에 비해__

③ 초거성

표면온도__, 반지름 매우 큼 -> 광도 개개 큼, 밀도__

④ 백색 왜성

표면온도__, 반지름 매우 작음 -> 광도 작음, 밀도 매우__(대략 태양의 ______배, 크기는 _____와 비슷, 질량은 _____정도이다.)

(아래 사진에서 청색거성 무시하기, 초거성과 적색거성 구분하는 문제 6평 때 나왔으니 둘 간의 온도차 기억해두기)

03. 별의 진화

별의 탄생

(1) 원시별

원시별이 탄생하는 과정

-> _____물질(가스(H>He), 먼지, 티끌) -> _____(성간물질이 구름처럼 많이 뭉쳐있음) -> ______________의 성운 수축(중력<=>기체압) -> __________으로 인한 온도 상승 -> 원시별 탄생

원시별은 중심부 핵융합 반응X, 중력 수축하여 내부의 온도, 압력이 상승하는 단계이다.

(2) 원시별에서 주계열성으로

탄생 과정 : 중력 수축 계속, 온도 계속 상승 -> 중심부가 ____________반응 하 수 있는 온도 도달(최소        K) -> 중심핵이 ___에서 ___로 변화

핵융합 반응은 어느 정도 온도가 높아야 일어날 수 있다. 무거운 원소의 핵융합 반응은 온도가 더 __아야 한다.

원시별의 질량이 클수록 주계열 단계에 빨리 도달하는 이유는? :

질량이 큰 원시별은 대체로 _____방향으로 진화

질량이 작은 원시별은 대체로 _____방향으로 진화 (광도__, 표면온도__, R__)

태양 질량의 ______배 이하인 별은 주계열성이 될 수 없다 -> 중심부 온도가 _______K에 이르지 못하기 때문 -> 수소 핵융합 반응 하지 못하고 _________으로 생 마감.

(3) 주계열성

중심부에서 ______________이 일어나는 별

______________상태

질량이 클수록 수명이 짧은 이유 :

2. 태양과 질량이 비슷한 별의 진화

(1) 주계열성에서 적색 거성으로

주계열성 중심부의 수소 고갈, 중심에 헬륨핵(but, 헬륨 핵융합 반응이 일어날 온도는X) -> (이 뒤로는 많이 헷갈리니 직접 써보기)

(2) 적색 거성 이후 종말까지

적색 거성 중심부의 헬륨 고갈 -> 더 이상 핵융합 반응X -> 중심부는 ____, 주변부는 팽창과 수축 반복(____________) -> _____________과 __________으로 나눠짐

행성상 성운 : 별의 _____________이 우주 공간으로 방출 -> 이들은 어디에 쓰이는가?

백색 왜성 : ___________-> 크기__, 온도__, 밀도__, 주로 __,__로 이루어진 핵

3. 태양보다 질량이 큰 별의 진화

(1) 주계열성부터 초거성으로

태양보다 질량이 큰 별은 거성보다 훨씬 크고 밝은 초거성으로 진화

중심부에서는 헬륨보다 무거운 원소의 핵융합 반응

껍질 구조 직접 그려보기 ( 구성 원소 포함시켜서! )

(2) 초거성 이후 종말 까지

중심부 핵융합 반응X -> 중력 수축하다가 ____________ -> 엄청난 E와 철보다 무거운 원소를 우주공간으로 방출 -> __________의 재료가 됨 -> 계속 중력 수축을 하면 _________생성 OR 질량이 매우 큰 경우는 ________생성

중성자별 : 대부분 _______로 구성, 밀도__

블랙홀 : 밀도 개 큼

질량에 따른 별의 최후

① 주계열성의 질량에 따라

② 별의 중심핵 질량에 따라

cf) 별이 ‘처음~수소핵융합반응’하는 시기가 ‘헬륨~여러핵융합 반응’하는 시기의 기간보다 길다.

cf) 밀도는 ‘수소핵융합 ~> 헬륨~여타 다른 핵융합’ 까지는 감소하고, ‘헬륨~여타 다른 핵융합 ~> 행성상성운+백색왜성’까지는 증가한다.(H-R도 생각!)

04. 별의 에너지원과 내부 구조

별의 에너지원

(1) 원시별의 에너지원 :

원시별은 중력 <=> 기체압 -> _________하여 크기 작아짐 -> 이로 인해 위치E가 _____E와 ___E로 바뀜 -> 별의 내부온도__, 일부는 _______로 전환

(2) 주계열성의 에너지원 :

수소 원자핵 4개가 헬륨 원자핵 1개로 변화하면서 결손 질량 발생 -> ___________________원리에 의해 E=mc^2 성립

수소 핵융합 반응이 일어나기 위해 중심부 온도가 10000k 이상이여야 하는 이유 :

수소 1g은 핵융합 반응으로 ___________J 발생

수소 핵융합 반응의 종류

① p-p 연쇄 반응 (=                     )

___개의 수소 원자핵이 차례로 반응하여 헬륨 원자핵 1개 생성, 수소 원자핵 ___개는 ____됨.

전체 반응 :

알짜 반응 :

② CNO 순환반응

-탄소, 질소, 산소가 촉매 역할을 하여 수소 원자핵을 헬륨 원자핵으로 융합

=> ‘효율이 좋은 수소 핵융합 반응의 종류’가 바뀌는(경계가 되는) ‘주계열성의 중심부 온도’ :

cf) 태양의 중심부 온도 :

태양의 수명 계산 ( 과정만 써보거라 )

(3) 적색 거성의 에너지원 :

중심부 온도가 _____K 이상일 때

___개의 헬륨핵이 융합 -> 탄소핵 1개 생성

(4) 초거성의 에너지원 :

질량이 큰 별은 중심부 온도가 더 __

-> 더 무거운 원소의 핵융합 반응 가능

핵융합 반응 순서 :

핵융합 반응이 진행되는 정도는 별의 _____에 따라 결정됨

2. 별의 내부 구조

(1) 주계열서의 내부 구조

① 질량이 ____보다 작은 별 (직접 그려보고 설명 넣어보기)

② 질량이 ____보다 큰 별 (직접 그려보고 설명 넣어보기)

질량이 큰 별은 중심부 온도가 매우 높음 -> 중심과 표면의 온도차__ -> ____가 더 효율적으로 에너지 전달

(2) 주계열 단계 이후 별의 내부 구조

① 태양 정도 질량을 가진 별(그린 후 구성 원소 넣어보기)

② 태양보다 질량이 매우 큰 별 (그린 후 구성 원소 넣어보기)

05. 외계 행성계 탐사

도플러 효과를 이용한 방법

(1) 도플러 효과

도플러 효과 : 관측자와 광원의 상대적인 운동에 의해 빛의 파장이 달라지는 형상

양의 시선 속도 : 적색편이 or 청색편이

(2) 별과 행성의 공전

별과 행성의 공전 방향, 공전 주기는 ____

별과 행성의 질량 차이가 클수록 공통 질량 중심은 ___쪽으로 치우침

(3) 도플러 효과를 이용한 외계 행성 탐사

별이 공통 질량 중심을 회전하여 나타나는 별빛 스펙트럼 변화 분석

별의 움직임 정도는 행성 ____에 의해 결정됨 -> 도플러 효과의 정도를 이용하여 행성의 ____추정

(4) 도플러 효과를 이용한 방법이 유리한 조건 3가지

①

(단, 행성의 공전 궤도면과 관측자의 시선 방향이 거의 나란해야만 쓸 수 있는 건 아님.)

②

③

2 식 현상을 이용한 방법(=_____법)

(1) 식 현상을 이용한 외계 행성 탐사

(2) 식 현상을 이용한 방법이 유리한 조건 3 가지

① 필수 조건 :

②

③

(3) 행성 분석

: 식 현상을 이용하여 행성의 ____파악, 도플러 효과를 이용하여 행성의 ____파악 => 행성의 _____파악 가능 -> 가스 or 암석 행덩 판단

: 행성이 별 앞을 지날 때 행성의 대기를 통과한 빛 분석 -> 대기 성분 추정

3. 미세 중력 렌즈 현상을 이용한 방법

- 미세 중력 렌즈 현상 : 앞쪽 별의 중력에 의해 뒤쪽 별에서 오는 빛이 휘어짐, 렌즈 역할하는 앞쪽 별에 의해 뒤쪽 바로 뒤의 별을 지날 때가 제일 밝게 관측 됨.

-> 뒤쪽 별의 _____를 관측하여, 앞쪽 별의 행성 유무를 판단!

- 도플러 효과, 식현상을 이용한 방법과의 차이점

①

②

③

4. 직접 촬영하는 방법

- 중심별을 가리고 촬영 -> why?

- 행성은 대부분 _______을 방출하므로 ________으로 촬영

- 직접 촬영이 유리한 조건

①

②

③

- 분광 관측으로 행성의 ____________ 알 수 있다.

5. 이를 이용하여 발견한 외계 행성의 특징

① 질량 큰 행성 -> ____________ 이용

② 공전 궤도 반지름 작은 행성 -> __________ 이용

③ 공전 궤도 반지름 큰 행성 -> ___________________ 이용

~~생명 가능 지대 파트는 생략~~

# 외계 생명체 탐사

(1) 외계 지적 생명체 탐사 (SETI)

_____를 이용하여 외계 지적 생명체를 찾음

-> 이것을 이용하여 관측하는 이유는?

- ______영역에서 관측하는 ______망원경 이용(_____에서 관측)

(2) 우주 탐사선

________호, ___________호

메시지가 들어있는 금속판, 레코드판 실어 발사

___________ - 화성 탐사선, 화성 대기에서 ___________발견

(3) 우주 망원경(____에서 관측)

① 케플러 망원경

________을 이용하여 외계 행성 탐사

② 테스 망원경

주로 ________를 이용하여 외계 행성 탐사

주로 __________영역에서 관측

③ 제임스 웹 망원경

___________에 의한 외계 행성 탐사

_________영역으로 우주 탐사