1. 명백한 밝기 :
* 별의 명백한 크기를 측정하십시오 (m) : 이것은 별이 지구에서 얼마나 밝게 나타나는지입니다. 로그 척도이며, 더 적은 숫자는 더 밝은 별을 나타냅니다.
* 망원경과 광도계 사용 : 이 악기는 별에서 지구에 도달하는 빛의 양을 측정합니다.
2. 거리 :
* 별의 거리를 결정하십시오 (d) : 이것은 광대 한 거리에 의해 별의 빛이 얼마나 어두워 졌는지 아는 것이 중요합니다.
* 시차 : 이것은 근처 별에 가장 정확한 방법입니다. 그것은 지구가 태양을 공전하는 것처럼 별의 위치에서 명백한 변화를 측정합니다.
* 다른 방법 : 더 먼 별의 경우 표준 양초 (Cepheid 변수, 초신성) 또는 통계적 방법과 같은 다른 거리 표시기에 의존합니다.
3. 광도 계산 (L) :
* 역 제곱 법칙을 사용하십시오 : 이것은 빛의 강도가 거리의 제곱에 따라 감소한다는 것을 나타냅니다.
* 공식 : l =4πd²b, 여기서 :
* l은 광도입니다
* D는 거리입니다
* B는 명백한 밝기입니다
4. 멸종 조정 :
* 성간 먼지에 대한 설명 : 우주의 먼지 구름은 별빛을 흡수하고 산란하여 명백한 밝기를 어둡게합니다.
* 멸종 추정 : 여기에는 별의 스펙트럼을 연구하고 먼지 간섭없이 유사한 별과 비교하는 것이 포함됩니다.
5. 스펙트럼 유형을 고려하십시오 :
* 스펙트럼 분류 사용 : 별은 스펙트럼 유형 (O, B, A, F, G, K, M)으로 분류되며, 이는 온도와 구성을 나타냅니다.
* 표준 별과 비교 : 천문학 자들은 알려진 스펙트럼 유형과 거리가있는 별의 광도에 대한 광범위한 데이터를 편집했습니다. 이것은 분류에 따라 별의 광도를 추정하는 데 도움이됩니다.
요약 :
별의 광도를 결정하기 위해 천문학 자 :
1. 지구에서 명백한 밝기를 측정하십시오.
2. 다양한 기술을 사용하여 거리를 결정하십시오.
3. 역전 제곱 법칙을 적용하여 명백한 밝기와 거리에 따라 광도를 계산하십시오.
4. 성간 먼지로 인한 멸종을 조정하십시오.
5. 추가 개선을 위해 별의 스펙트럼 유형을 고려하십시오.
참고 : 이 단계는 명확성을 위해 단순화됩니다. 실제 측정 및 계산은 복잡 할 수 있으며 정교한 기기 및 분석 기술이 필요합니다.
