유효온도: 두 판 사이의 차이
내용 삭제됨 내용 추가됨
→항성: 봇: 인용 틀 변수 이름 수정 |
|||
5번째 줄:
한 [[항성]]의 유효온도(<math>\mathcal{F}_{Bol}</math>)는 단위 표면적이 방출하는 복사에너지와 동일한 양의 에너지를 방출하는, 흑체의 온도이다. 항성의 유효온도는 [[슈테판-볼츠만 법칙]] <math>\mathcal{F}_{Bol}=\sigma T_{eff}^4</math>으로 정의할 수 있다. 항성의 반지름을 <math>R</math>로 놓을 경우 그 항성의 전(全)복사광도는 <math>L=4 \pi R^2 \sigma T_{eff}^4</math>가 된다. 항성의 [[반지름]]에 대한 정의는 확실하게 정립되어 있지 않다. 유효온도는 항성의 반지름을 [[로슬랜드 광학적 깊이]]로 정의할 때의 온도와 일치한다.<ref>{{서적 인용|제목=항성천체물리학 개론 3권: 항성 구조 및 진화(''Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution'')|성=Erika|이름=Böhm-Vitense|쪽=14|출판사=Cambridge University Press}}</ref><ref>{{웹 인용|제목=The parameters R and Teff in stellar models and observations|성1=B.|이름1=Baschek|성2=M.|이름2=cholz|성3=R.|이름3=Wehrse|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A%26A...246..374B}}</ref> 유효온도와 [[복사광도]]는 한 항성을 [[HR 도표]] 위에 표시하는 기준이 된다. 실질적으로, 유효온도 및 복사광도 둘 다 항성의 화학적 조성에 영향을 받는다.
우리 [[태양]]의 유효온도는 5780[[켈빈]] 정도이다.<ref>{{서적 인용|장=Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acousticse|출판사=CRC Press|제목=Handbook of Chemistry and Physics|url=http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm|edition=88}}</ref><ref>{{서적 인용|제목=Life in the Solar System and Beyond|성=Barrie William|이름=Jones|쪽=7|출판사=Springer|
항성들은 내부로 갈수록 서서히 뜨거워지는 온도 [[그래디언트]]를 형성하고 있다. [[태양핵|태양의 중심핵]] 온도([[수소]] [[핵융합]] 작용이 일어나는 장소)는 약 1500만 켈빈일 것으로 추측하고 있다.
한 항성의 [[색지수]]는 빛의 파장 방출량이 대부분 [[적외선]] 영역에 몰려 있는 분광형 M의 차가운 별(이 표현은 항성에 한정된 것으로, 일반적 의미의 '차갑다'와는 다르다)부터, 파장이 대부분 [[자외선]] 영역에 몰려 있는 분광형 O형의 뜨거운 항성까지 다양하다. 항성의 유효온도는 단위 표면적이 방출하는 열 에너지의 양을 나타낸다. 뜨거운 별부터 차가운 별까지를 나타내는 분광형 기호로 가장 많이 쓰이는 것은 O, B, A, F, G, K, M의 7개이다.
붉은 색으로 빛나는 별은 복사 에너지를 미약하게 방출하는 [[적색 왜성]]이거나, 또는 [[안타레스]]나 [[베텔게우스]]처럼 막대한 에너지를 방출하는 [[적색 거성]]일 수도 있다. 적색 거성의 경우 전체적으로 방출하는 에너지량은 부피가 큰 까닭에 적색 왜성보다 훨씬 크지만, 단위 면적 당 방출하는 열 에너지의 양은 적색 왜성과 마찬가지로 적다. 이들보다 유효온도가 좀 더 뜨거운 [[태양]]이나 [[카펠라]]와 같은 별들은 단위 면적 당 방출 에너지의 양은 앞의 적색 왜성, 적색 거성보다는 크지만, [[베가]]나 [[리겔]]과 같은 백색 및 청색 별들보다는 훨씬 작다.
| |||