방사체로서의 별들

방사체로서의 별들

별들로부터의 복사를 연구함으로써, 천체물리학자들은 별의 온도, 크기, 그리고 조성과 같은 속성들을 추론할 수 있었습니다.  그들은 분광학, 즉 복사의 상세한 파장 분석이라고 불리는 과정을 통해 분석합니다.

방사체로서의 별들

별의 스펙트럼

별에서 나오는 빛 에너지는 원래 중심부 깊은 곳의 핵반응에 의해 공급되었습니다. 
그것은 매우 점진적으로 별이 구성된 가스를 통해 바깥쪽으로 여과됩니다. 
결국, 빛 에너지는 표면층의 온도, 밀도, 그리고 화학적 조성에 의해 지배되는 파장 패턴 또는 스펙트럼을 가지고 표면 영역에서 빠져나옵니다.
전형적인 별의 스펙트럼은 흡수선 스펙트럼이라고 불리는데, 
즉 그것들은 특정한 파장의 어두운 흡수선에 의해 교차하는 빛의 연속적인 배경으로 구성됩니다. 
1802년, 영국의 화학자 윌리엄 울러스턴은 프리즘을 사용하여 태양의 빛을 각각의 색깔로 나누었습니다. 
그는 밝은 연속적인 스펙트럼이 몇 개의 어두운 선에 의해 교차한다는 것을 발견했습니다. 
1814년, 조셉 프라운호퍼는 더 상세한 측정을 했고, 태양의 스펙트럼이 문자 그대로 어두운 선으로 가득 차 있고, 
총 600개가 넘는 것을 발견했습니다. 

 

분광학

프리즘을 사용하여 빛을 쪼여 결과적인 색깔을 망원경으로 봄으로써 스펙트럼의 상세한 분석을 위해 발명된 장치입니다.
분광학을 사용한 기발한 분석을 만드는 것은 로버트 분젠과 구스타프 키르히호프에게 맡겨졌습니다. 
일련의 우아한 실험들에 의해, 그들은 연소할 때 화학 원소들이 태양처럼 연속적인 밝은 스펙트럼을 제공하는 것이 아니라 
일련의 별개의 밝은 선들을 제공한다는 것을 발견했습니다. 
그들은 또한 다른 원소들이 다른 밝은 선의 패턴을 방출한다는 것을 보여주었습니다.
이 패턴들은 각각의 세트가 특정한 화학 원소를 독특하게 정의하는 화학 원소들의 지문이었습니다. 
그런 예 중 하나가 나트륨인데, 나트륨의 눈에 띄는 선들이 노란색 부분에 놓여 있습니다
그 스펙트럼에서 나트륨램프 특유의 노란색 빛이 납니다. 
분젠과 키르히호프는 밝은 선이 에너지의 방출을 나타낸다는 것을 깨달았습니다. 
따라서 만약 어떤 방출계가 에너지를 잃으면서도 밝은 상태를 유지한다면, 
그 뜨거운 분젠 불꽃처럼 지속적인 에너지 공급이 있어야 합니다. 
이러한 빛의 방출은 기체의 원자가 에너지를 공급받음으로써 소위 '흥분 상태'로 올라가기 때문에 일어난다고 오늘날 알려져 있습니다.
이 과정에서 원자들은 바닥 상태로 되돌아가 빛을 방출합니다. 
특정한 패턴으로 방출되는 밝은 선의 수는 기체에 유입되는 에너지의 양과 원자들의 여기 정도에 따라 결정됩니다. 
따라서 밝은 선 방출 스펙트럼은 빛에 존재하는 화학 원소들만 보여주는 것이 아닙니다
기체뿐만 아니라 원자들의 여기 정도도 마찬가지입니다. 

 

천문 분광학의 탄생

이것은 원자들의 국소적인 에너지 환경, 즉 온도와 어느 정도 관련이 있을 것입니다.
태양 스펙트럼과 뜨거운 가스 스펙트럼의 차이에 어리둥절한 키르히호프는 더 많은 실험을 수행했습니다. 
그는 고체를 가열하면 밝은 연속 스펙트럼을 방출한다는 것을 발견했습니다.
그리고 그가 백열등 고체와 그의 분광기 사이에 나트륨 불꽃을 놓으면 
그는 스펙트럼에서 나트륨 불꽃의 밝은 선이 나타나는 위치와 동일한 어두운 선과 교차하는 연속 스펙트럼을 보았습니다. 
이 중요한 실험은 천체 물리학의 시작을 알렸습니다. 
천문학자들은 이제 항성 스펙트럼을 면밀히 조사하여 항성의 화학적 구성을 결정할 수 있었습니다.
천문 분광학의 과학이 탄생했습니다. 
키르히호프는 어두운 선이 연속 스펙트럼의 빛이 더 낮은 온도의 기체를 통과하여 발생하는 흡수선이라는 것을 깨달았습니다.
이제 빛은 기체의 원자들에 흡수되어 패턴 속 선과 선의 수가 패턴 속에 존재하는 원자들의 화학적 조성과 여기 정도(온도)를 밝혀냅니다. 
1864년, 항성 분광학의 새로운 기술을 이용하여 항성 알데바란(a Tauri)에서 9개의 원소가 확인되었고, 그 진전은 빨랐습니다. 
분광학은 또한 거리 측정에 새로운 차원을 가져왔습니다. 
도플러와 히폴리트 피조는 선의 위치나 파장이 변할 수 있다는 것을 발견했습니다. 
만약 벌이나 다른 복사 원이 관측자를 향해 움직이고 있다면 그는 선이 스펙트럼의 푸른 끝을 향해 이동하는 것을 보았고, 
만약 멀어지고 있다면 이동하는 것을 보았습니다
적색편이나 적색편이로 말입니다. 
이 이동의 양은, 접근 또는 후퇴의 반경 방향 속도 또는 속도의 척도였습니다.
더구나 망원경에서도 별들이 그러한 방사형 운동으로 인한 크기의 변화를 전혀 보이지 않기 때문에, 
이 도플러 이동이 그러한 운동을 감지할 수 있는 유일한 방법임이 증명되었습니다
(수학적으로 Xo가 정상 파장이고 d/. 방사형 운동으로 인한 작은 변화, c가 빛의 속도이고 v가 소스의 속도라면 v = cdA/Xo입니다)