1. 온도 :
* Wien의 변위법 : 별 방사선의 피크 파장은 표면 온도를 알려줍니다. 더 뜨거운 별은 자외선 또는 청색 영역에서 피크를 피우고, 더 차가운 별은 적외선 또는 빨간색에서 피크입니다.
* 흑체 방사선 : 별의 스펙트럼을 이론적 흑체 곡선과 비교함으로써 천문학자는 온도의 정확한 추정치를 얻을 수 있습니다.
2. 구성 :
* 스펙트럼 라인 : 다른 요소는 특정 파장에서 빛을 흡수하고 방출하여 스펙트럼에서 어두운 흡수 라인 또는 밝은 방출 라인을 생성합니다. 이 라인을 분석함으로써, 우리는 다른 요소의 상대적 풍부도를 포함하여 별의 화학적 조성을 결정할 수 있습니다.
* 도플러 시프트 : 별의 움직임으로 인한 스펙트럼 라인의 이동은 방사형 속도 (우리를 향하거나 멀리 떨어진 운동)에 대한 정보를 제공합니다.
3. 광도 :
* 총 에너지 출력 : 전체 스펙트럼에 걸쳐 에너지를 통합하면 별의 총 광도가있어 전력 출력을 나타냅니다.
4. 크기 (반경) :
* Stefan-Boltzmann 법 : 온도와 광도를 알면 별 반경을 계산할 수 있습니다.
5. 나이 :
* 진화 모델 : 별의 스펙트럼 유형, 광도 및 구성은 이론적 진화 모델에 기초하여 연령을 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
6. 기타 속성 :
* 자기장 : 일부 별은 편광 광선을 나타내며, 이는 강한 자기장으로 인해 발생할 수 있습니다.
* 회전 : 스펙트럼 라인의 확장은 별의 회전 속도를 측정하는 데 사용될 수 있습니다.
* 이진 시스템 : 도플러 교대 또는 일식과 같은 별 스펙트럼의 주기적 변화를 관찰함으로써 동반자의 존재는 감지 될 수있다.
가시 빛을 넘어서 :
* 적외선 : 적외선 관찰은 먼지 디스크, 행성 및 별의 내부 구조를 포함하여 별 주위의 더 시원한 영역을 나타냅니다.
* 자외선 : UV 조명은 항성 플레어 및 코로네와 같은 뜨거운 지역을 나타냅니다.
* X- 레이 : X- 선 방출은 별 표면의 활성 영역 또는 강한 자기장의 존재를 알 수 있습니다.
결론 :
모든 파장에 걸쳐 별의 전자기 스펙트럼을 연구함으로써, 우리는 물리적 특성, 화학적 구성, 진화 및 주변 환경에 대한 정보의 보물을 잠금 해제 할 수 있습니다. 이 정보는 별의 수명주기와 행성 및 기타 천체의 형성을 이해하는 데 중요합니다.
