행성과의 거리 구하기
지구와 지구 사이의 거리를 변화시키는 것은 천문학적 준수와 우주 분리의 중추적인 측면입니다. 천문학자들은 각각 다른 범위와 완벽한 상황에 적합한 이러한 거리를 결정하기 위해 다채로운 스타일과 도구를 사용합니다. 레이더 반사 타이밍 레이더 반사 타이밍은 특히 태양계 내에서 지구 근처까지의 거리를 결정하기 위해 자주 사용되는 시스템입니다. 레이더 신호는 지구에서 목표 지구로 전송되고, 신호가 돌아오는 데 걸리는 시간은 거리를 측정합니다. 레이더 신호의 왕복 시간을 정확하게 측정하고 빛의 속도를 알음으로써, 천문학자들은 매우 섬세하게 지구까지의 거리를 계산할 수 있습니다. 이 시스템은 금성과 화성과 같은 지구에 사용되어 왔습니다. 삼각 측량 또는 시차 태양계를 넘어 지구의 경우, 천문학자들은 시차라고도 알려진 삼각 측량 방식을 자주 사용합니다. 이 시스템은 지구가 경로의 반대에 있을 때 일반적으로 6개월 단위로 두 개의 다른 가장자리 지점에서 엘리시안 물체를 관찰하는 것에 의존합니다. 더 먼 배경 별에 대해 지구의 위치의 명백한 이동을 측정함으로써, 천문학자들은 도입 삼각법을 사용하여 거리를 계산할 수 있습니다. 관측된 이동이 적을수록, 지구 근처는 지구입니다. 명도와 재충실도가 알려진 별과 유사한 더 먼 엘리시안 물체의 경우, 천문학자들은 역제곱명도 법칙을 사용할 수 있습니다. 지구의 명백한 명도를 측정하고 그것의 자연적인 재충실도를 알음으로써, 거리를 계산할 수 있습니다. 이 시스템은 태양 외 행성이라고 알려진 지구 외의 지구를 울리는 별들에 자주 적용됩니다. 여전히, 그것은 명백한 명도와 별의 자연적인 재충실도 모두의 정확한 측정에 의존합니다. 천문학적계는 긴 기간 동안 엘리시안 물체의 위치를 정확하게 측정하는 것을 포함합니다. 천문학자들은 배경 별들과 지구의 명백한 요동을 관찰함으로써 잘 확립된 미세 모델을 사용하여 지구의 거리를 계산할 수 있습니다. 천체 관측은 우리 태양계 내의 지구와의 거리를 결정하는 데 특히 유용하며, 천왕성과 해왕성과 같은 지구의 움직임을 연구하기 위해 역사적으로 사용되어 왔습니다.
겉보기 등급
겉보기 등급은 지구에서 관측된 엘리시안 물체의 밝기를 측정하는 방법이며 별이나 다른 천체가 우리의 밤하늘에 얼마나 밝게 나타나는지를 정량화합니다. 겉보기 등급의 개념은 별의 밝기에 대한 고대 규정에 내재되어 있으며 초현대 천문학에서 공식화된 척도로 진화했습니다. 그렇다면 겉보기 등급 문자 그대로의 뿌리에 대해 이해하는 것은 매우 중요합니다. 고대 그리스인들은 가장 밝은 별의 경우 "첫 번째 등급"과 가장 희미한 눈에 보이는 별의 경우 " 여섯 번째 등급"과 같은 용어를 사용하여 밝기에 근거한 별을 분류한 최초의 사람들 중 하나였습니다. 그럼에도 불구하고 이 사적인 시스템은 완벽함을 요구했습니다. 초현대 겉보기 등급 19세기에 천문학자들은 별의 밝기를 측정하기 위해 더 표준화되고 정량적인 접근 방식의 필요성을 기렸습니다. 겉보기 등급 척도가 개발되어 각 단위가 2.512배의 밝기 변화를 나타내는 로그 시스템을 정의했습니다. 초현대의 척도는 더 밝은 물체의 경우 더 낮은 겉보기 등급을, 더 희미한 뼈의 경우 더 높은 등급을 지정합니다. 예를 들어, 겉보기 등급이 1.0인 별은 2.0의 별보다 약 2.5배 더 밝습니다. 영점 및 음의 부피 겉보기 등급의 개념은 기준 별인 베가에 고정되어 있는데, 원래 0.0의 크기로 정의되었지만 베가의 밝기는 시간이 지남에 따라 달라질 수 있으며, 이는 규모의 적응과 발전을 의미합니다. 베가보다 더 밝은 별은 음의 덩어리를 가지고 있습니다. 밤하늘에서 가장 밝은 별 중 하나인 시리우스의 겉보기 등급은 -1.46으로 베가보다 더 밝습니다. 겉보기 등급에 영향을 미치는 요인 별의 자연스러운 재생성, 지구와의 거리, 빛을 가릴 수 있는 중간 천체 먼지 또는 가스를 포함하여 여러 요인이 별의 겉보기 등급에 기여합니다. 겉보기 등급은 별의 진정한 재생성이 아니라 얼마나 밝게 보이는지 측정하는 것입니다. 확장된 사용 겉보기 등급은 별에 국한되지 않습니다. 지구, 위성 및 실제로 인공 위성을 포함한 다른 엘리시안 물체의 밝기를 정량화하는 데 사용됩니다. 이 척도는 천문학자들에게 알록달록한 천체의 밝기를 비교하고 소통할 수 있는 표준화된 방법을 제공합니다. 한계 및 확장 겉보기 등급 시스템은 소중했지만 전체 전자기 디아파손을 고려하지 않습니다. 천문학자들은 B(파란색), V(시각적) 및 R(빨간색) 덩어리와 같은 값을 수행하면서 특정 파장 범위의 덩어리를 측정하기 위해 오염 물질을 자주 사용합니다.
스펙트럼
별의 스펙트럼은 별의 구성, 온도, 밀도, 움직임 및 기타 기본적인 특성에 대한 풍부한 정보를 제공하는 천문학자에게 중요한 도구입니다. 별의 스펙트럼은 본질적으로 다양한 파장에 걸친 빛의 분포입니다. 여기에 별의 스펙트럼의 주요 측면이 있습니다. 별의 빛은 구성색으로 퍼지면 연속적인 스펙트럼을 형성합니다. 이 스펙트럼은 무지개의 모든 색을 포함하고 있어 매끄럽고 끊김 없는 빛의 표현을 만들어냅니다. 연속적인 스펙트럼은 별처럼 뜨겁고 밀도가 높은 물체의 특징입니다. 연속 스펙트럼에 중첩되는 것은 흡수선으로 알려진 어두운 선이다. 이 선들은 별의 바깥 층에 있는 원소들이 빛의 특정 파장을 흡수하기 때문에 생겨납니다. 각각의 원소는 고유한 파장의 빛을 흡수하여 독특한 흡수선 패턴을 만듭니다. 종종 항성 흡수 스펙트럼이라고 불리는 이 선들의 연구는 천문학자들이 별의 대기에 존재하는 원소들을 확인할 수 있게 해 줍니다. 어떤 경우에는 별이 특정 파장의 밝은 선인 방출선을 나타내기도 합니다. 방출선은 원자 안의 전자가 더 높은 에너지 준위로 이동했다가 다시 더 낮은 에너지 준위로 떨어지면서 특정 에너지의 광자를 방출할 때 생성됩니다. 방출선은 별의 온도, 밀도, 그리고 별의 외부 층에 있는 특정 원소의 존재에 대한 정보를 밝힐 수 있습니다. 별들은 스펙트럼의 특성에 따라 분류됩니다. 일반적으로 스펙트럼 분류 시스템으로 알려진 모건-키넌 시스템은 온도와 스펙트럼에 존재하는 특징에 따라 다른 스펙트럼 유형 (O, B, A, F, G, K, M)으로 별을 분류합니다. O형 별이 가장 뜨거운 반면 M형 별은 가장 시원합니다. 각각의 스펙트럼 유형은 별의 표면 온도, 색상 및 기타 특성에 대한 통찰력을 제공합니다. 별의 색깔은 별의 온도와 직접적인 관련이 있습니다. 뜨거운 별은 더 파랗게 보이는 반면, 차가운 별은 더 붉게 보입니다. 이 관계는 빈의 법칙으로 알려져 있습니다. 천문학자들은 별의 스펙트럼의 전체적인 모양과 특정 선의 유무를 조사하여 별의 온도를 추정하고 특정 스펙트럼 유형 내에서 분류할 수 있습니다. 도플러 효과는 별이 지구를 향해 이동하는지, 멀어지는지에 따라 스펙트럼선의 파장에 변화를 일으킵니다. 도플러 이동이라고 알려진 이 이동은 별의 반지름 속도와 지구에 대한 운동에 대한 정보를 제공합니다. 파란색 이동은 지구를 향한 움직임을 나타내고 빨간색 이동은 멀어짐을 나타냅니다. 이것은 우주에 있는 별들의 역학과 움직임을 이해하는 데 매우 중요합니다.