1. 분광학 :
* 흡수선 : 가장 근본적인 방법은 별의 빛 스펙트럼을 분석하는 것입니다. 별의 빛이 대기를 통과하면 특정 파장이 특정 요소에 흡수됩니다. 이 흡수 파장은 스펙트럼에서 어두운 선 (흡수선)으로 나타납니다.
* 방출 라인 : 일부 별, 특히 뜨겁고 젊은 별들은 대기의 여기 요소에 해당하는 특정 파장에서 빛을 방출합니다. 이것들은 스펙트럼에서 밝은 선 (방출 라인)으로 나타납니다.
* 스펙트럼 라인 분석 : 이러한 스펙트럼 라인의 위치, 강점 및 모양을 분석함으로써 천문학자는 별의 대기에 존재하는 요소를 식별하고 상대적 풍요를 결정할 수 있습니다.
2. 광도계 :
* 색상 : 별은 온도에 따라 다른 색상을 방출합니다. 다른 컬러 밴드 (예 :파란색, 녹색, 빨간색)에서 별의 밝기를 측정하면 온도가 드러날 수 있으며, 이는 전체 구성을 유추하는 데 사용할 수 있습니다.
* 밝기 : 별의 절대 밝기 (고유 광도)는 거리와 명백한 밝기에 의해 결정될 수 있으며, 이는 크기와 질량을 추정하는 데 도움이됩니다.
3. 항성 진화 모델 :
* 별 형성 : 천문학 자들은 별 형성과 진화의 모델을 개발했습니다. 이 모델들은 질량과 나이를 기준으로 수명의 다른 단계에서 별의 구성을 예측합니다. 관찰을 이러한 모델과 비교함으로써 우리는 그 구성에 대한 이해를 개선 할 수 있습니다.
4. 전문 기술 :
* 점성 학적 : 이 기술은 별의 작은 진동 (진동)을 사용하여 내부 구조와 구성을 연구합니다.
* 편광 측정법 : 이 방법은 별빛의 편광을 분석하여 자기장의 존재 및 특성에 대한 정보를 제공하여 별의 구성에 영향을 줄 수 있습니다.
도전과 한계 :
* 거리 : 우리 태양계 외부의 별들은 매우 멀리 떨어져있어 상세한 분석을 위해 충분한 빛을 수집하기가 어렵습니다.
* 먼지와 가스 : 성간 먼지와 가스는 별빛을 가릴 수있어 명확한 스펙트럼을 얻기가 어렵습니다.
* 진화 단계 : 별의 구성은 평생 동안 변화 할 수있어 초기 구성을 결정하기가 어렵습니다.
요약 :
먼 별의 정확한 구성을 결정하는 것은 간단한 작업이 아니지만, 분광, 광도 및 모델링 기술의 조합은 특수한 관찰과 결합하여 이러한 유명한 대상을 구성하는 요소와 상대적 풍부에 대한 귀중한 통찰력을 얻을 수 있습니다.
이 과정은 기술의 발전과 훌륭한 물리학에 대한 우리의 이해를 통해 지속적으로 개선되고 있음을 기억하는 것이 중요합니다.
