본문 바로가기

전체 글

암흑 성운(Dark Nebula) 암흑성운은 성간운(interstellar cloud)의 일종으로, 은하계에서 빛을 내지 않는 자욱한 물질로 형성된 구름과 안개 모양의 천체로, 성운이나 성운을 반사하는 빛(마두성운처럼)을 배경에서 보내거나(석탄주머니처럼)을 가릴 수 있는 밀도를 가지고 있습니다. 암흑성운(dark nebula)은 성운이나 성운을 반사하는 빛(말머리 성운)이나 배경의 항성(석탄주머니)을 가릴 정도로 밀도가 높은 성운(interstellar cloud)의 일종입니다. 천문학적 소광은 보통 큰 분자운내 온도가 가장 낮고 밀도가 높은 성간 먼지 입자에서 옵니다. 크고 복잡한 암흑성운 집합체는 거대한 분자운과 자주 결합하는데 작고 고독한 암흑성운을 바우커볼이라고 합니다. 이러한 암흑 성운의 형성은 일반적으로 무규칙합니다. 이들은 .. 더보기
X선 별 X선별, 항성명으로 뢴트겐선별이라고도 합니다. 태양 주위의 기체 피복층 코로나의 온도는 대략 200만 도에 달합니다. 그 중 빠른 전자와 원자핵이 충돌하기 때문에 전자가 막히기도 하고 가속하기도 합니다. 이로부터 X선이 발생합니다. 코로나는 X선을 우주로 발산합니다. 사람들은 위성을 이용하여 그것을 촬영할 수 있습니다. X선은 자외선과 감마선 사이에 파장이 있는 전자기 복사 X-선은 파장이 매우 짧은 전자기 복사의 일종으로 파장은 0.01~10nm입니다. 독일의 물리학자 W.K. 뢴트겐에 의해 1895년에 발견되었기 때문에 뢴트겐선이라고도 합니다. 뢴트겐 선은 높은 투과본령을 가지고 있어, 많은 쌍을 투과할 수 있습니다. 빛을 보고 불투명한 물질은, 예를 들어 잉크종이, 목재 등 눈에 보이지 않는 이런 .. 더보기
B형 주계열성 스펙트럼에는 일반 흡수선 외에 발사선이 있는 B형 주계열성이 있습니다. B형 특수성에 포함되었습니다. 1922년 국제천문학연합회 제1회 총회에서 공식적으로 B형 발사성으로 명명되었고, Be 별로 간단히 적었습니다. B형 주계열성 스펙트럼에는 일반 흡수선 외에 방출선의 B형 주계열성이 있습니다. 1866년 A. 세키가 센트라 γ 스펙트럼에서 Hβ가 발사선이라는 점에 주목하면서 B형 발사성 연구가 시작되었습니다. 1922년 국제 천문학 연맹 제1회 총회에서요B형 송신성으로 정식명명칭합니다. Be별의 스펙트럼은 이른 B형입니다. 가장 흔한 발사선은 수소선, 특히 Hα와 Hβ선 헬륨과 1차 전리철·마그네슘 등의 발사선이 있는 경우도 있는데, 보통 금선은 나오지 않습니다. 개별 Be별의 스펙트럼은 수일 안에 변합.. 더보기
Ⅱ형 초신성의 이론 모델과 측광 및 스펙트럼 이론 모델 입자물리학의 표준 모형은 이론적으로 기본 입자가 네 가지 알려진 기본 작용력 중 세 가지 사이에서 어떻게 모든 물질이 만들어지는지를 기술하는 것입니다. 이러한 이론은 입자가 많은 상황에서 어떻게 상호작용하는지를 예측할 수 있습니다. 초신성에는 초신성 내의 모든 미립자들이 1~150피조르(10~수백만의 백만전자볼트)의 에너지를 가지고 있습니다. 각각의 미립자가 초신성의 환경에서 갖는 에너지는 상대적으로 매우 작습니다. 따라서 입자물리학의 표준모델로부터의 예측은 기본적으로 정확합니다. 그러나 준모델은 고밀도에서 수정되어야 할지도 모릅니다. 특히 지구상의 입자가속기는 이미 초신성 내에서 발견되는 에너지보다 더 높은 고에너지 입자를 만들어 낼 수 있습니다. 하지만 이들 실험은 입자 대 입자 간 교호작.. 더보기
Ⅱ형 초신성 Ⅱ형 초신성(일명 핵붕축 초신성)은 대질량 항성이 내부 붕괴에 의해 격렬하게 폭발한 결과로 분류상 격변성의 한 갈래입니다. 내부 붕괴를 일으킬 수 있는 항성은 태양 질량의 최소 9배입니다. 질량이 큰 항성은 핵융합에서 에너지를 생산합니다. 태양과 달리 이들 항성의 질량은 수소와 헬륨보다 원자량이 무거운 원소를 합성할 수 있습니다. 항성의 진화는 질량이 큰 핵융합 연료를 공급하여 철 원소가 만들어질 때까지 더 큰 핵융합 연료를 저장합니다. 그러나 철의 핵융합은 에너지를 만들어 항성을 지탱할 수 없기 때문에 핵심적인 질량은 전자가 간단히 압력을 합쳐서 지탱합니다. 이 압력은 페르미자에 속하는 전자로부터 나오며 항성이 압축될 때 원자핵 내에서 같은 에너지 상태를 가질 수 없습니다. 철핵의 질량이 태양질량의 1.. 더보기
전리층 플라즈마 상태 열운동과 전자기력으로 인해어떤 분자로부터 빠져나온 전자는 전자를 잃은 다른 양이온과 충돌하여 복합될 수도 있고, 중성 분자와 일시적으로 결합하여 음이온을 만들 수도 있습니다. 전리층에서는 전리 및 복합이 끊임없이 진행되지만, 한 지역 내에서 자유전자와 음이온의 농도가 양이온의 농도와 거의 같기 때문에 전체적으로 전기적 중성을 나타냅니다. 이것은 물질의 네 번째 상태이며, 이를 플라스마 상태라고 합니다. 전리층의 온도는 최고 1000K를 넘지 않는 차갑고 약한 플라즈마입니다. 태양복사의 각종 성분 대기에 대한 작용은 다릅니다. 짧은 자외선과 X선은 대기를 전리시키고, 긴 자외선은 대기 분자를 단일 원자로 분해하며, 더 긴 자외선은 O2를 O3으로 변화시킵니다. 미립자 흐름은 대기의 전리와 높.. 더보기
전리층의 전파 및 지진 예측 전리층의 전파 요약 전리층은 전파에 대해 전파 영향은 무선 통신, 라디오 방송, 무선 항법, 레이더 위치 확인 등 인류 활동과 밀접하게 관련되어 있습니다. 전리층의 영향을 받는 주파수는 극저주파(ELF)에서 극저주파(VHF)까지이지만, 가장 큰 영향은 중파와 단파입니다. 전리층은 전파 매질로서 전파가 굴절, 반사, 산란되고 흡수되어 전파 매질에서 에너지의 일부를 손실하게 됩니다. 3~30메가헤르츠는 짧은 주파수 대역으로 전리층 원거리 통신과 방송을 위한 가장 적합한 주파수 대역이며, 정상적인 전리층 상태에서는 최소 가용 주파수와 최고 가용 주파수 사이에 대응합니다. 하지만 다중경로 효과로 인해 신호 감퇴가 심하고, 전리층 폭풍과 갑작스런 전리층 괴롭힘은 전리층 통신과 방송에 심각한 영향을 미칠 수 있으며.. 더보기
전리층의 모델, 이상현상, 측량 전리층의 모델 전리층 패턴은 전리층 제삼의 양이 높이에 따라 변화하는 수학적 설명입니다. 이러한 변화는 지리적 위치, 계절적, 지방적 시, 그리고 태양과 지자기적 활동성과 관련이 있습니다. 복잡한 전리층 형태는 실제 적용에 큰 어려움을 주기 때문에 사람들은 많은 양의 실측 데이터를 바탕으로 비교적 간단한 수학적 패턴으로 전리층 형태와 구조를 기술하여 무선 통신과 우주 항해 등의 공학 설계에 응용할 수 있도록 합니다. 가장 많이 연구된 것은 전파 전파에 직접적인 영향을 미치는 전자 밀도 모델입니다. 식에서 N(h)은 지상 높이에서 h 떨어진 곳의 전자 밀도입니다. h0은 기산 높이, α는 상수, 为는 층의 반두께입니다. 이러한 패턴들은 전리층 전자밀도 단면의 어느 한 부분만을 기술할 수 있습니다. 단면을 .. 더보기

티스토리툴바