1. 분광학 :
* 흡수선 : 가장 일반적인 방법은 분광법입니다 . 별빛이 별의 외부 층을 통과하면 원자는 특정 빛의 빛을 흡수하여 스펙트럼에 어두운 흡수 라인을 생성합니다. 각 요소에는 고유 한 스펙트럼 서명 (지문과 같은)이있어 천문학자는 별에 존재하는 요소를 식별 할 수 있습니다.
* 방출 라인 : 별의 외부 층의 뜨거운 이온화 된 가스는 특정 파장에서 빛을 방출하여 스펙트럼에 밝은 방출 라인을 생성 할 수 있습니다. 이 라인은 별의 구성과 온도에 대한 추가 정보를 제공합니다.
2. 항성 스펙트럼의 분석 :
* 라인 강도 : 흡수 및 방출 라인의 강도 (강도)를 측정함으로써 과학자들은 별의 대기에서 각 요소의 풍부함을 결정할 수 있습니다.
* 라인 프로파일 : 스펙트럼 라인의 모양은 별의 온도, 압력 및 자기장에 대한 정보를 제공하여 조성 분석을 더욱 세분화 할 수 있습니다.
3. 기타 방법 :
* 별 모델 : 천문학자는 별의 컴퓨터 모델을 만들어 내부 구조, 진화 및 구성을 시뮬레이션합니다. 이러한 모델은 관찰 데이터에 따라 지속적으로 개선됩니다.
* 간섭계 : 여러 망원경에서 빛을 결합하면 과학자들은 별의 더 선명한 이미지를 만들어 표면 특징과 구성을 연구 할 수 있습니다.
* 점성 학적 : 별의 진동과 맥동을 연구하면 내부 구조와 구성에 대한 정보가 드러날 수 있습니다.
예 :
우리가 별을 관찰하고 그 스펙트럼은 칼슘과 나트륨의 약한 선이있는 수소와 헬륨의 강한 흡수 라인을 보여줍니다. 이것은 별이 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며 다른 요소의 양이 적습니다.
한계 :
* 표면 대 내부 구성 : 분광법은 주로 별의 외부 층 (대기)의 구성을 보여줍니다. 내부 구성은 특히 거대한 별의 경우 다를 수 있습니다.
* 진화 적 변화 : 별의 구성은 핵 융합 및 질량 손실로 인해 평생 동안 변할 수 있습니다.
* 거리와 밝기 : 제한된 빛과 스펙트럼 해상도로 인해 희미하고 먼 별을 공부하는 것은 어려운 일입니다.
요약하면, 과학자들은 분광법, 별 모델 및 기타 고급 기술의 조합을 사용하여 별의 구성을 결정하여 그들의 형성, 진화 및 우주의 구성에 대한 귀중한 통찰력을 제공합니다. .
