수특수완 지구 3단원 지엽/암기모음

수능얼마 안남았습니다 모두화이팅해서 꼭 원하는 곳 가자구요!!

아마 내일이나 내일모래즈음엔 수능완성 실전모의고사편이 올라갈 것 같은데 많은 관심 부탁드립니다!….

Grand Finale 지구 수특수완 지엽 3단원

20세기초 피커링과 캐넌은 A,B,C… 순으로 별을 구분하고 OBAFGKM으로 분광형을 분류하였다. 

1943년 모건과 키넌은 흡수선의 선폭을 분석하여 M-K분류법을 고안하였다.

흡수스펙트럼은 기온이 낮은기체를 통과할때, 방출스펙트럼은 기체가 고온으로 가열될때 나타난다.

중성원자는 뒤에 로마자 1을 붙이고, 전자를 잃어 이온화 될때마다 +1을 더한다. 

온도가 높은 별에서는 헬륨 흡수선이, 온도가 낮은 별에서는 금속원소와 분자선이 강하게 나타난다.

등급차 1 : 약2.5배, 2: 약6.3배, 3: 약16배, 4: 약40배, 5: 100배

10pc(파섹)은 32.6광년이다.

별의 밀도와 흡수선의 선폭은 양의 상관관계에 있다.

H-R도 이름은 헤르츠스프룽(덴마크)과 러셀(미국) 이름을 따서 만들어졌다.

스피카, 시리우스A는 주계열성이고 알데바란A, 아르크투루스는 적색거성, 베텔게우스와 안타레스는 초거성이고, 시리우스B는 백색왜성이다.

영년주계열은 별이 수소핵융합반응을 시작하는 시점이다.

별은 온도가 낮고 밀도가 큰 성운에서 탄생한다.

원시별의 표면온도가 1000K에 도달하면 가시광선을 방출하기 시작한다.

중력수축에너지는 위치애너지의 감소로 생성되는 에너지이다.

태양이 중력수축으로만 광도를 유지했다면 수명은 약 1500만년밖에 되지 않았을 것이다.

pp반응은 수소원자 6개, CNO반응은 수소원자 4개 + 촉매를 통해 이루어진다.

삼중알파반응(헬륨핵융합반응)은 헬륨원자 3개가 융합해서 1개의 탄소원자를 만든다.

주계열성에서 대류핵은 복사보다 핵에서 깊이에 따른 온도차가 더 크다. 

행성상 성운 중심부에는 백색왜성이 존재한다.

주계열성에서 별의 반지름의 크기가 크면 중심핵의 크기도 크다. (수완 95pg)

도플러 효과를 크게하는 방법

1.행성이랑 별의 거리를 작게 한다. ( 행성의 공전궤도반지름을 작게 한다 )

2.행성의 질량을 크게 한다. ( 공통질량중심의 위치를 행성쪽으로 )

3.시선방향과 공전궤도면이루는 각도를 줄인다.

행성을 직접 관측시 행성이 방출하는 적외선의 세기가 강할수록 행성의 존재를 확인하기 쉽다.

식현상 이용시 공전궤도반지름이 작을수록 식현상이 일어나는 주기가 짧아 행성의 존재를 확인하기 쉽다.

도플러 효과 이용시 행성의 질량이 클수록 별의 시선속도 변화가 커서 행성의 존재를 확인하기 쉽다.

식현상을 통해 행성의 대기성분을 알아낼 수 있다. (수특176pg)

행성과 중심별이 공통질량중심을 회전하는 주기는 같다.

밀도를 통해 지구형 행성과 목성형 행성을 구분할 수 있다. (수특182pg)

중심별의 질량이 비슷할때, 행성의 공전주기를 통해 대략적으로 공전궤도반지름을 추정할 수 있다.

공통질량중심 자체가 멀어지거나 가까워질시, 시선속도그래프가 평행이동될 수 있다.

어떤 행성의 공전주기가 짧아진다면, 공전속도가 빨라진다고 볼 수 있다. (수완98pg)

은하 구조 암기하자! Ex) 헤일로 - 구상성단 많음

구상성단: 나이 많음, 온도 낮은편, 붉은색, 산개성단: 나이 적음, 온도 높은편, 푸른색

나선은하에서 a->b->c로 갈수록 중심핵의 크기가 작고, 나선팔이 느슨하게 감겨있다.

현재 발견된 퀘이사중 가장 멀리 있는 퀘이사는 우주탄생 후 약 7억년이 되었을때 생성된 것이다.

퀘이사가 에너지를 방출하는 영역의 크기는 태양계 정도이다.

세이퍼트 은하는 가시광선 영역에서 나선은하로 관측된다.

허블상수는 1Mpc당 우주가 팽창하는 속도를 의미한다.

정상우주론에서도 허블법칙을 설명할 수 있다.

우주 초기의 양성자와 중성자의 개수비는 7:1, 수소와 헬륨의 질량비는 3:1

코비 -> 더블유맵 -> 플랑크

Ia형 초신성은 백색왜성이 물질을 끌어들여 만들어진다.

임계밀도는 평탄우주의 밀도이다.

우주의 나이는 가속팽창우주모형이 암흑에너지를 고려하지 않은 평탄우주모형보다 더 많디.

시지름은 별/은하의 크기가 같을때, 거리와 반비례한다.

관측가능한 우주의 크기는 허블상수의 역수에 빛의속도를 곱한 값이다.

허블법칙은 정상우주론과 빅뱅우주론이 경쟁하기 전부터 있었다.

우주배경복사를 관측함에 따라 빅뱅우주론이 확립되었다.

세이퍼트 은하는 대부분의 퀘이사보다 시지름이 크다.

암흑물질은 전자기파를 흡수하거나 방출하지 않아, 일반적인 방법으로는 존재를 확인할 수 없다.

(Ia형 초신성 관측결과에서 적색편이는 속도, 겉보기밝기(겉보기등급)은 거리로 취급할 수 있다.)