별 개수
Star count |
별 수는 별에 대한 부기 조사와 편향에 대한 조사 데이터를 수정하는 데 사용되는 통계 및 기하학적 방법이다. 이 조사는 은하계의 가까운 별들로 이루어진 경우가 가장 많다.
천문학의 관심사 중 하나는 별을 분류할 수 있는 여러 가지 종류 각각에 얼마나 많은 별들이 있는지, 그리고 이러한 별들이 우주에 어떻게 분포되어 있는지를 결정하는 것이다.
별 개수 이유
천문학자들은 항성 수를 계산할 때 잘 연구된 몇 개의 항성을 분류하기 위해 만들어진 여러 가지 다른 범주를 고려한다. 스타 카운트의 결과를 연구하기 위한 희망 중 하나는 새로운 카테고리를 발견하는 것이다. 다른 계수는 일반적으로 아래에 열거된 품질 중 몇 가지에 대해서만 별을 분류하고, 각 특성이 얼마나 일반적인지 그리고 그러한 종류의 별들이 어떻게 분포하는지를 결정한다.
- 온도: 천문학에서 온도는 보통 '파란색'(O형, 실제로 푸르스름한 흰색)에서 흰색(F형)을 거쳐 '빨간색'(M형, 실제로 루디 오렌지색)으로 이어지는 문자 코드 O B A F G K M을 사용하여 나타난다. L형과 T형은 적외선에 '색'이 있는 갈색 왜성에 사용된다.
- 크기: 크기는 보통 로마 숫자 I(초대자)에서 V(드워프)까지로 지정된다.
- 나이: 별은 보통 모집단 I (젊음)과 모집단 II (구)로 분류된다.
- 위치: 은하계에서는 이 그룹들을 얇은 원반, 두꺼운 원반, 중앙 돌출부, 후광으로 묘사한다.
- 다중성: 대부분의 별들은 이중 별, 또는 삼중 별, 혹은 심지어 이중 별 시스템의 일원이다. 우리 자신의 태양은 반려별을 갖지 못한 특이한 것으로 보인다.
위의 모든 범주에는 더 세분화된 세분화가 많이 있다.
바이어스
우주에서 별의 분포를 정확하게 파악할 수 있도록 별을 세는 데는 피할 수 없는 문제가 많다. 은하계에서 우리의 관점이 미치는 영향, 은하의 가스와 먼지의 가려운 구름, 특히 타고난 밝기의 극한 범위는 별에 대한 편향된 시각을 만들어낸다.
- 별은 거리보다 본질적인 밝기가 훨씬 더 다양하다.
- 은하수를 통과하는 우리의 시선은 수천 광년 이상 떨어진 별들의 시야를 차단하는 거대한 가스와 먼지의 구름에 의해 방해된다.
- 태양은 은하수의 원반, 얇은 원반 북쪽 가장자리, 그리고 오리온-씨그너스 암이라고 불리는 나선팔의 안쪽 가장자리에 위치한다. 은하의 얇은 원반에 있는 별들이 원반의 두꺼운 부분과, 불룩하고 후광적인 부분과는 다르다고 믿을 만한 이유가 있다. 어떤 별들은 분명히 팔 사이의 원반보다 나선팔에서 더 흔하다.
이러한 효과가 편향을 일으킨다는 것을 알고, 별 수를 분석하는 천문학자들은 각 효과가 얼마나 많은 편견을 초래했는지를 알아낸 다음 가능한 한 잘 보상하려고 한다.
고유 발광성 합병증
별의 수를 편중시키는 가장 큰 문제는 다른 크기의 고유한 밝기의 극단적인 차이다.
무겁고 밝은 별들(거성과 푸른 왜성 둘 다)은 우주에서 평균적으로 드물지만 일반 별 카탈로그에 열거된 가장 흔한 별이다. 작은 희미한 별들(빨간 왜성)은 적어도 국지적으로 우주에서 가장 흔한 별처럼 보이지만, 큰 망원경으로만 볼 수 있고, 그 다음 지구에서 수십 광년 이내에 있을 때만 볼 수 있다.
예를 들어 청색 거인 ζ 피피스는 가장 가까운 별인 프록시마(Proxima) 또는 α 센타우리 C보다 4억 배 더 발광한다. 프록시마는 우리와 불과 4.2광년 떨어져 있어도 육안으로는 보이지 않을 정도로 어둑어둑하다(동료 중 한 명인 α 센타우리 A가 보인다. 별 ζ Puppyis는 눈에 보이는 극청색 초거성들 중 가장 밝은 것 중 하나이다. ζ 인형들이 1,399광년 떨어져 있는데도 제2의 크기 별처럼 보일 정도로 밝다.
