천체물리학: 두 판 사이의 차이
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===태양의 연구===
[[아이작 뉴턴|뉴턴]]은 [[1666년]] 일광 [[스펙트럼]] 실험을 시도하였고, 이를 [[프라운호퍼]]가 개량하여 [[1814년]]에 다수의 검은 선(暗線)을 발견했다. [[1861년]]에는 [[구스타프 키르히호프|키르히호프]](G.R.Kirchhoff)가 이 때의 검은 선이 [[태양]] 대기의 흡수에 기인한다는 것을 확인하고, 대기의 화학 조성을 밝혔다. [[1868년]]의 일식 때, [[홍염]](紅焰)과 [[코로나]]의 스펙트럼 속에 미지 원소의 선이 발견되어 전자는 [[헬륨]], 후자는 코로늄이라 이름지어졌으나 [[1939년]]에 코로늄은 100만도의 고온 속에서 고전리(高電離)된 원자에 기인한다는 것이 밝혀졌다. [[헤일]]은 [[제만 효과]]에 의한 스펙트럼선(線)의 분열과 편광을 이용하여 [[1908년]]에 [[흑점]](黑點)의 [[자기장]](磁場)의 세기를 측정했다.
===항성의 연구===
[[항성]]의 스펙트럼을 처음으로 분석한 것은 [[허긴스]]와 [[세키]](P.Secchi)였다. 허긴스는 [[도플러 효과]]에 의한 스펙트럼선의 편이(偏移)를 검출, [[1868년]]에 항성의 시선 속도를 측정하였고, 세키는 [[1866년]]에 다수의 항성을 조사하여 스펙트럼형으로 분류했다.
[[1920년]]의 전리 이론이나 [[1900년]]의 방사 이론을 스펙트럼 관측에 적용하여 항성 대기의 [[온도]]·[[밀도]]와 항성 표면의 온도·휘도를 구할 수 있는데, 여기에 [[연주시차]]와 겉보기 밝기(視光度)를 측정하여 실제의 밝기(實光度)를 얻을 수 있다. 이 실제의 밝기와 휘도에서 항성의 실제 반지름을 계산해낼 수 있다. 또한, [[1920년]]에 등장한 [[항성 간섭계]]에 의해서 [[거성]](巨星)의 시직경(視直徑)을 직접 측정하기도 하였다.
항성의 [[질량]]은 [[연성계]]에 [[케플러의 행성운동법칙#제3법칙 조화의 법칙|케플러의 제3법칙]]을 적용하여 얻을 수 있으며, 질량과 반지름으로 평균 밀도를 추정한다. [[아서 스탠리 에딩턴|에딩턴]]은 이 방법으로 [[1924년]] 비중이 물의 수만배(倍)인 고밀도의 [[백색왜성]](白色矮性)을 발견했다. 항성의 실제 밝기([[절대 등급]])에 대하여 3가지 경험적인 법칙이 도출되었다. [[맥동성]]의 변광주기와 스펙트럼형, 연성(連星)의 질량과의 관계이다. 이러한 관계는 관측치의 통계에 의한 결과이며, 먼 별의 분광 시차, [[성단]](星團)·[[성운]]의 맥동성거리(脈動星距離), 혼자 있는 별의 질량의 추정에 도움이 되었다. 에딩턴은 이와 같은 경험 법칙의 이론적으로 증명하기 위하여 항성 내부 구조론을 연구하였고, [[1938년]] [[가모프]](G. A. Gamov)와 [[한스 베테|베테]](H. A. Bethe)는 [[항성 진화론]]을 굳혔다. 항성 내부 구조론에 따르면, 항성 내부는 대단한 고온도·고밀도이며, 항성 진화론에 따르면 항성 내부에서는 쉴 새 없이 열핵반응이 진행되어 모든 항성들이 [[방사능]]을 생산하면서 각각 나이를 먹게 된다.
[[1944년]]에 [[바데]](W. Baade)는 세대를 달리하는 항성들을 발견했다. [[1931년]] [[잰스키]]는 천체의 전파를 포착하였고, 이후 새로운 우주 관측법이 개척되었다. 대전 후의 전파 망원경의 발달에 의해 수많은 [[라디오성]](星)이 발견되었으며, 이들의 정체는 [[팔로마산 천문대]] 대망원경으로 해명되었다.
== 외부 링크 ==
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