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플레이아데스성단은 일곱 개의 밝은 별들을 볼 수 있는 동물입니다. 그리스 신화에서 이 별들은 오리온 사냥 그룹에서 도망치는 일곱 형제들의 별들로 알려져 있다. 그것은 6개보다 밝은 별 14개를 가진 약 7개의 별들로 이루어진 매우 밝은 산이다.5. 메시에 45번째가 있습니다. 천체를요. 이 절에서는 푸른빛 안개가 보이고, 황서섬에 가깝기 때문에 달은 정기적으로 절을 덮고 있다. 플레이아데스 교회는 태양과 매우 유사한 무거운 성분을 가지고 있기 때문에 태양보다 높은 성분을 가진 하이아데스 교회보다 더 중요하다.

오레건
플레이아데스(Playades)라는 단어는 그리스 평원에서 유래되었다는 이론이 있습니다. 왜냐하면 2번째니까. 지중해에서 이집트로 가는 여정의 시작이었던 플레자드의 이른 저녁 풍경입니다. 반면에, 그것은 그리스 신화에서 나온 것이라는 이론이 있다. 그리스 신화에는 아틀라스, 플레이온, 오리온 사냥단의 일곱 딸들이 신들에 의해 거절당했습니다.

아시아에서 그것은 28명의 승려 중 한 명인 명수(➡)로 불리고, 한국에서는 금상배로 불리고, 일본에서는 술루로 불렸다. "잠생기"는 별과 주요 조사 "I"로 "작은"을 의미하는 "잠생기"에 쓰여진 단어이다. 음력 2월 6일에 사람들은 점성술과 달의 거리를 보고 그 해의 끔찍한 바람을 예측한다고 말했다.

거의 모든 문명이 일어난 지역은 플레이아데스의 기록을 가지고 있다. 바빌론의 항성 목록은 그들이 별이라는 것을 나타내며, 그것은 그 종의 첫 번째 별이다. 23일 기록으로 추정됩니다. 기원전 세기 기원전 1세기에는 플레이 에이드 교회가 첫 달을 맞았을 때 네브래스키 공간(그림 2)이 독일에서 발견된 것으로 추정되었다. 목사는 또한 고구려의 야쿠리 묘의 남쪽 벽에도 그려져 있다. 가을과 겨울에 볼 수 있기 때문에 서쪽 벽화를 그려야 하지만 남쪽 벽화에 도색되어 있다.

플레이아데스의 거리
산개석은 하늘 거리 측정 사다리의 첫 번째 열을 차지하고 있는 주계열에서 거리를 결정할 수 있는 천체이다. 과거에는 히아덴 교회가 유일하게 바닥에 관찰된 그림을 바탕으로 믿을 수 있는 공연을 받을 수 있었던 교회였다. 한편, 플레아덴 교회와 월터ollen 교회는 그들의 움직임과 회원들의 눈의 속도 수렴으로 Berg개 교회의 거리를 알아낼 수 있었다. 또한, 태양 근처에 있는 별들의 절대 색도 지수와 등급의 절대 데이터 사이의 관계를 사용하여 약 135 파섹의 플레이 에이드 산맥 사이의 거리가 결정되었다.

1989년 유럽우주기구(ESA) 히파르코스 위성은 118파섹을 측정했고 많은 논란을 일으켰다. 그 후 히파르쿠스의 결과가 정확하지 않다는 것을 확인하기 위해 시도되었다. 2004년에는 허블 마이크로인더센서(FGS)로 관측이 135-140psec에 달했고, 2016년 9월 처음으로 플레이 에이드 회원들 사이에서 강한 방사선을 방출하는 별들 간의 시간 차이를 측정하였다.

클러스터의 물리적 속성
이 수도원에는 맨눈으로 볼 수 있는 14개의 별(태양보다 6.5개의 별)이 있는데, 약 400개의 별(약 6백 개의 별)이 있다. 즉, 태양의 질량), 통계적으로 추정된 별의 총 수는 약 1개이다.000. 지금까지 알려진 클러스터의 가장 먼 구성원은 약 5도 거리에 있다(136 Pasek). 그래서 이 클러스터는 앞뒤로 이렇게 넓게 퍼져나갈 수 있다고 가정할 수 있습니다.

급변하는 진화와 시대
그림 3은 질량 위의 구성품의 관찰된 H-R 도표를 보여주고 있다. 큰 별들은 이미 모든 핵융합 반응을 끝냈고, 초신성 폭발로 사라졌거나 백색 붕괴의 단계로 진입했다. Playa디안 교회는 현존하는 가장 어린 백조 중 하나이다. EG 25(=LB 1497)라는 이름의 흰색 난쟁이도 알려져 있다. 플라이드의 나이는 별 발전 모델에 따라 달라지며, 7천 5백만년에서 1억 5천만년 사이에 있다. 그림 3은 134 파섹의 거리에 있는 관찰된 H-R 도표를 나타내며, 0.04 성별 사이의 광도를 나타내며, 1억 년 전의 현재 추곡선과 중복된다. 주계 밖의 별들의 질량은 태양의 5.3배이다.

항성 간의 시간 차이는 지구의 움직임에 의해 발생한다. 전력 이동은 지구가 일 년에 한 번 태양을 돌고 평균 궤도 반경이 1AU인 궤도 이동이다. 일반적으로 시간 차이는 두 개의 다른 지점에서 동일한 지점의 시야각이다. 두 점을 연결하는 선은 선이라고 한다. 6개월 간격으로 별을 관찰하면 지구의 위치는 지구의 움직임에 따라 변화하며, 궤도의 지름에서 2AU의 시간 간격을 제공한다. 두 개의 시간 차이는 천체의 시간 차이인 1AU의 절반이다. 천문학에서 시간 차이는 대개 시간 차이를 가리킨다. 일반적으로, 공연 코스는 이웃 별들에게 큰 것이고, 공연 코스는 먼 별들에게 작은 것이다. 역사적으로 이 차는 지구가 태양을 돌고 있다는 증거로 여겨졌지만 너무 작기 때문에 측정하기가 쉽지 않았다. 오늘날 우리는 공간 관찰을 통해 정확한 측정을 할 수 있습니다.

주행 시간과 주행 시간 사이의 시간 차이를 측정하는 방법
별들 사이의 시간 차이를 측정하기 위해 그는 망원경과 카메라를 사용하여 일년 내내 별과 별들을 둘러싼 풍경을 촬영한다. 이때 그림 1에서 표시한 것과 같이 이 별보다 훨씬 먼 어두운 별들은 오랫동안 사진에 노출되어야 한다. 이 스타들은 너무 멀리 떨어져 있어서 1년 내내 그들의 위치를 바꾸지 못합니다. 왜냐하면 그들은 너무 작아서 무시당하기 때문입니다. 따라서, 배경 별들은 각 인접 별들의 위치를 측정할 수 있는 좌표 체계를 파악하기 위해 사용될 수 있다. 이 좌표계에서는 다음 항에서 6개월 동안의 각도 위치 변동을 얻을 수 있다. 이 모델의 절반은 음악 자동차입니다.

항성이 지구 궤도에 있을 때(에클립틱) 천구상에서 선형 왕복 이동을 수행하고, 그것이 지구 궤도의 방향일 경우(에클립틱) 원형 이동을 수행한다. 일반적으로 황도면과 황도극 사이의 타원형 움직임이 천체에 행해진다. 이 타원들의 반경(d. 장 기둥의 절반 길이)는 공연용차와 동일하다.

공연 도중 자동차와 도로
별이 멀면 음악차가 작아요. 별들 간의 시간차가 매우 낮기 때문에, 별들 사이의 시간 차이와 거리가 반대로 된다. 단일 항성의 거리는 1 pc (Pasec)로 불린다. 따라서, pc로 표시된 간격과 pc로 표시된 차량 사이에 다음과 같은 것이 설정된다.

센타우루스의 가장 가까운 별인 자로프로시마(Zaroprosima)는 시간차가 0.78인 반면 다른 별들은 시간차가 적습니다. 사실, 1은 206이라는 아주 작은 각도입니다.비행기보다 수천 배 더 큽니다. 지름이 2cm 정도 되는 동전과 4km 정도 떨어져 있는 것과 같은 크기이다. PC는 206달러입니다.000AU입니다.

두 도시 사이의 시간 차이입니다.
16세기 니콜라우스 코페르니쿠스의 태양중심주의 이후에요. 세기 동안 천문학자들은 별의 시간 차이를 측정하려고 노력했지만, 그들은 여러 번 실패했다. 코페르니쿠스와 비슷한 시대에 살았던 천문학자 티코 브라는 항성 시간 차이를 측정하여 지구의 움직임을 확인할 수 있다고 생각한 최초의 사람이다. 티코는 별들의 위치를 정확하게 측정할 수 있는 육각형 하이테크 케이스를 개발했다. 하지만 저는 그 차이를 알 수 없었어요. 결과적으로, Tiko Copernicus는 태양 이론을 받아들이지 않고, 대신에 Ptolemyos 모델을 개선시킨 자신만의 우주 모델을 제안했다. 티코가 음악 차이를 알아채지 못한 이유는 별이 너무 멀어서 예상보다 훨씬 작기 때문이다.

공연장에서의 첫 번째 측정은 2세기 초에 실시되었고, 공연장에서의 첫 번째 측정은 실시되었다. 1838년 베셀은 5번째 항성의 시간 차이를 가지고 있었다. 61등급과 0.3등급을 받습니다. 19세기 후반에요. 세기에는 60개 이하의 별들이 있어서 시간의 차이를 결정짓습니다. 20세기 초. 세기 동안 긴 초점 왜곡 망원경으로 사진 관찰을 통해 시계 정확도가 0.01배 향상되었고, 1963년에는 관측이 6,390개의 별 목록에 통합되고 발표되었다.

1990년대 중반까지 CCD 카메라를 이용한 영상관측 기술 도입과 컴퓨터용 자동 영상분석 기술 도입으로 공연 코스 측정이 개발되었다.

Pasec는 숫자 1과 숫자 1을 사용하는 시간 편차를 의미한다. 단위로 사용되는 경우, PC로 표현되고 1 pc = 206265AU로 정의된다. 천문학에서 태양계의 외부 천구, 별, 은하 등 대부분의 거리는 파섹으로 표현된다. 미터 당 1ppc는 3,085677 × 1016m이며 3,2616광년이다.

파섹은 지속차이가 1인 별 사이의 거리로 정의되며, 따라서 지구-톤 거리(1AU)는 각각 크기가 1인 것으로 보인다. 그림 1과 같다.206265, 1AU 1/α265 Radian α/ (180*3600) α 1/α265 및 1AU 1 pc = 1:206265AU, d. 즉, 지구와 태양 사이의 거리는 206265배입니다.

천문학자들은 일반적으로 역사적 이유로 파섹을 사용하지만, 별들의 거리를 측정하는 주된 방법은 연간 차이이다. 항성과의 거리가 길어질수록 연간 차이가 클수록 연간 차이가 1°C인 항성과의 거리가 클수록 연간 차이가 0.1°C인 항성과의 거리가 길어질수록 연간 차이가 0.01인 항성과의 거리가 커진다. ° C. 항성이 대기 중 1°C 이내에 확산되기 때문에 연간 주기의 차이를 0.1°C 이하로 측정하는 것은 매우 어렵다. 다시 말해, 시간 차이를 이용하여 별과 10퍼센트 이상 거리를 측정하는 것은 매우 어렵습니다.

그러나, 영향을 받지 않는 우주 망원경의 관찰을 통해 더 작은 우주선 또는 먼 별과의 거리를 직접 측정할 수 있다. 우주 망원경의 별들은 회전하고 팽창하기 때문에, 별들의 시간 차이를 아주 먼 거리에서 측정하기는 어렵지만, 또한 별들과의 거리도 지상 관측에 비해 정확히 측정된다. 1989년 유럽우주기구에서 발사된 하이파르코스 위성은 120대이다.1000 PS에 있는 000개의 별들과 2013년에 발사된 가이아 위성은 500개의 10억개의 별들을 측정합니다.1000 PS요.

pc, kpc, Mpc, Gpc
우리 은하와 별 사이의 거리는 약 파섹이다. 태양의 별 Proxima Centa는 1.3cm 떨어져 있습니다. 따라서 태평양에서 다음 항성과의 거리가 표시됩니다. 하지만 우리의 은하의 지름이 약 30개이기 때문입니다.000 pc가 되면, 우리 은하의 물체까지의 거리는 보통 1으로 변한다.000 pc 또는 kpc로 표현됩니다. 우리 은하의 중심에 있는 A*로부터 블랙홀까지의 거리는 약 8 kpc입니다.

외부로부터 은하수로의 거리는 대개 백만 대의 PC 또는 MPC로 표현된다. 안드로메다 은하와의 거리는 약 0.78 Mpc이며, 처녀자리 은하와의 거리는 약 16.5 Mpc이다. 멀리 떨어진 퀴즈나 전체 우주의 크기를 보면 10억 개의 PC나 GPC로 표시됩니다. 중력 렌즈 Q0957+561의 거리는 약 2.4 Gpc이다.41) 그리고 우주의 가시적인 끝은 약 14 Gpc이다.

클래스 및 패첵
천문학자들이 파섹을 자주 사용하는 또 다른 이유는 그들이 천문학에서 천체의 밝기를 평가하기 때문이다. 절대 등급은 절대 객체의 밝기를 정의해야 했기 때문에 정의되었고, 거리가 멀면 동일한 밝기를 가진 물체도 어두워지기 때문에 10 pc에 의해 정의되었다. 개체의 외부 클래스는 절대값으로 정의되므로 외부 클래스, 절대 클래스 및 거리 사이에 10 pc가 있다고 가정한다.

설정된 등급과 등급은 거리 인자로 불린다. 이 거리 지수는 천체가 더 멀어질수록 절대계급이 얼마나 어두워지는지를 나타낸다. 예를 들어 천체의 거리 지수는 1 kpc 10의 거리에 있으며, 천체의 외부 크기는 절대 크기가 될 것이다. 태양의 절대계급은 약 4.8도이므로, 별은 1kg의 PC면 14.8도 정도의 태양처럼 보인다. 1Mpc의 거리는 25도이기 때문에 태양과 같은 별들을 1Mpc에서 29.8도까지 보는 것은 거의 불가능한 것으로 보인다. 모든 개체 관찰은 특정 등급만 가지고 있기 때문에 d. 즉, 한 개 이상의 경계 등급만 관측할 수 있는 한 한계치는 파섹에 있는 개체와 거리가 지정된 경우 관측 가능한 경계 등급보다 밝은 개체를 식별하기 위해 거리 지수를 쉽게 계산할 수 있다.

스펙트럼 관찰은 흰색 난쟁이들을 구성하는 요소의 비율을 보여준다. 관측된 백색 난쟁이 중 25-33%가 금속선을 가지고 있다. 만약 이 무거운 원소들이 원래 흰색 난쟁이 안에 존재했다면, 그들은 이미 (중앙) 아래로 내려갔을 것이다. 백선이 금속이 풍부한 이유는 주변에 끌린 것으로 추정되기 때문이며, 최근의 연구에 따르면, 백색 와이어에서 중수소 비율은 파괴된 바위 행성의 비율과 동일하다는 것이다.

자기장
백색 난쟁이들의 자기장은 수명을 다한 항성의 반경이 급격하게 감소함에 따라 이해하기 쉬운 현상이다. 100 G 자기장을 가진 별의 반경이 100배 감소하면 백색 와이어의 자기장은 백만 G가 될 것이다. 1970년 선형 극화를 통해 백사장의 자기장을 처음 관찰한 이래 G지역에는 100개 이상의 자기장이 존재했다. 흰색 와이어 중 최소한 10%는 100만 G 이상의 자기장을 가지고 있다고 추정한다.

표면 온도
가시광선 범위에서 관찰된 백색 와이어의 표면 온도는 150개 이상이다.000 K와 빨간색 와이어의 표면 온도는 4입니다.000 K. 표면 온도가 30 이상인 흰색 와이어저에너지 X-ray 및 극지방의 장비 분야에서 000K가 관측되었다. 흰 가시가 너무 작기 때문에 열을 식히는데 오랜 시간이 걸립니다. 흰색 와이어가 냉각되면 표면 온도가 떨어지고 방사선이 빨갛게 되고 빛이 작아진다. 백색 와이어의 온도를 정확하게 추정할 수 있다면 백색 와이어의 나이도 추정할 수 있다. 관측된 대부분의 백색 와이어는 표면 온도가 8이다.000에서 40세 사이입니다.000 K. 흰 가시는 추운 날씨에서 더운 날씨보다 온도를 100도 낮추는데 더 많은 시간이 필요하다. 따라서 더 많은 저온 화이트 와이어가 있을 것으로 예상되며, 연구는 계속해서 저온 화이트 와이어를 발견했다. 많은 백선은 표면 온도 4,000K 미만이며, 최근 Perlsa 회원인 백선 온도가 3,000K 미만임을 발견했다.

하얀 난쟁이 이론
20세기 초에요. 수세기 동안 천문학자들은 지구의 크기만한 천체에서 흰 가시가 발견되었을 때 행성 질량의 엄청난 밀도를 어떻게 설명해야 할지 궁금해하기 시작했다. 내부 구조 이론에 따르면, 중력에 따라 내부로 수축하기 위한 압력은 수소의 융합 반응에 의해 유지되는 온도와 압력이며, 항성이 수소 연료를 빼면 중력과 무게의 압력이 약해지므로 별은 짧게 n이 된다.내부는 수축되고 에너지가 방출됩니다. 하지만 헬륨이 연소되고 이산화탄소와 산소가 되면 다시 수축합니다. 그러나 태양 질량이 있는 항성의 경우 실내 온도는 탄소의 합병을 발생시킬 만큼 충분히 상승하지 않는다. 그러면 지구의 크기를 멈추고 별을 유지하는 것이 큰 문제였습니다. 그 답은 현대 물리학의 발달에서 나온 것인데, 그 당시 활발히 연구되었습니다. 탄소와 산소의 수축은 자유 전자들의 밀도를 증가시킨다. 흰색 와이어는 약 몇 개의 전자를 가지고 있는데, 이 전자들은 압축되어 있기 때문에 폴의 배제 원칙에 따라 낮은 에너지 상태에서 함께 존재할 수 없고, 점점 더 높은 에너지 레벨을 흡수하여 내부 에너지나 압력을 증가시킵니다. 이것은 퇴행 압력으로 알려져 있고, 백조는 전자의 축적 압력과 중력을 균형을 이루는 별이라는 것을 발견했다.

그러나 흥미로운 것은 흰색 와이어의 질량이 클수록 중력 풀백의 중량과 성장하기 위해 수축된 흰색 와이어의 무게가 작아진다는 것이다. 따라서 백색 와이어의 질량이 증가하면 반경이 작아질 것으로 예상된다. 반경은 얼마나 작습니까? 이 문제는 인도 천문학자 찬드라세카가 해결했습니다. Chandraseka는 전자들이 비정상적인 상태(전자가 빛의 속도보다 느리게 이동함)에서 전자기 변압 압력과 중력의 균형을 유지할 수 있으며 흰색 와이어의 특정 질량이 기계적 균형을 회복하지 못한다는 것을 발견했다.막을 수 있어 특정 질량의 백색선 내부의 전자는 상대적으로 간주되었다(전자는 매우 가까운 곳에 있다).

흰색 와이어 관찰 특성
백색 와이어의 스펙트럼 관찰은 백색 와이어 대기의 물리적 조건에 대한 정보를 제공한다. 백색 난쟁이들의 대기는 밀도가 높고 다른 입자와 강한 충돌을 일으키며, 이는 백색 난쟁이에서 관찰되는 광범위한 흡수선을 만든다. 스펙트럼 관찰은 새로 태어난 백련과 아직 뜨거운 백련의 대기 스펙트럼을 매우 다르게 관찰하기 때문에 대기 상태를 결정할 수 있다.

표면 온도가 매우 높기 때문에, 그것들은 가시광선 뿐만 아니라 자외선이나 X선에서도 관찰된다. 시리어스 파트너 10명이에요시리어스보다 수천배 더 어둡습니다. 허블우주망원경을 볼 때 후회하죠. 하지만 만약 여러분이 Sirius 이진 시스템을 Chandra X-ray 인공위성과 비교한다면, 그 반대입니다. (그림) 시리오스의 25,000도 항성의 X-ray는 시리오스의 X-ray보다 더 밝습니다. 또한, 파장에서의 빛의 물리적 특성은 관측되는 파장에 따라 인식될 수 있기 때문에 최근 파장 관찰을 통해 연구가 활발히 수행되고 있다.

관찰된 시리우스 I 항체는 왼쪽에 보이는 밝은 별 시리우스가 눈에 보이는 빛을 가지고 있고, 사이리오스의 왼쪽 아래에 있는 작은 점이 동행자라는 것을 보여준다. 오른쪽 X-ray에서 밝은 별은 시리우스의 동반자이고, 오른쪽 위에 약간 있습니다.

2014년에 가장 추운 흰 가시가 발견되었다. 이 하얀 난쟁이는 은하계에서 가장 이상한 별들 중 하나인데, 매우 추울 뿐만 아니라 매우 오래되고, 매우 어둡고, 매우 큰 흰 난쟁이 결정체이기도 합니다. 지구 크기죠. 보통 백조는 너무 어두워서 볼 수 없지만, 이 경우에는 펄사 주위를 돌기 때문에 발견되었다

H-R-Do의 흰색 와이어 위치
관측된 별의 물리적 양은 외부 밝기, 광도, 색상 및 스펙트럼 유형이 될 수 있다. 하얀 난쟁이들의 외부 밝기는 너무 어두워서 가까운 하얀 난쟁이들만이 관찰되었다. 별의 H-R 그래프는 다른 별들에 비해 하얀 난쟁이들의 물리적 관찰량을 보여준다. 흰색 와이어의 절대 등급은 10 이하이므로 멀리 떨어진 흰색 와이어의 외부 밝기는 매우 어둡고 관찰하기 어렵다. 흰색 난쟁이들의 가시광선 구역의 색상은 파란색과 흰색 O형 별에서 M형 적색 난쟁이에 해당하는 적색 별까지 광범위하게 분포되어 있다.

스펙트럼 특성
비록 흰색 와이어는 주로 탄소 및 산소로 구성되어 있지만, 흰색 와이어의 분광학은 백색 와이어 대기 중 수소 및 헬륨이 높은 영역의 스펙트럼 라인을 보여준다. 이들 요소의 스펙트럼 특성에 따라, 다양한 방정식은 흰색 난쟁이 D의 스펙트럼 표현에 따른다. 백색 와이어의 스펙트럼 특성은 표 1에 요약되어 있다.

크기와 질량
백색 와이어 크기와 관련된 물리적 양은 질량, 반지름, 밀도 및 표면 중력을 포함한다. 추정된 백색 전선의 질량은 태양보다 0.17배에서 1.33배이며, 최대 백색 전선의 질량은 태양보다 0.6배이며, 대부분의 백색 전선은 태양보다 0.5배에서 0.7배이다. 관찰된 백두리의 반경은 지구의 0.008배에서 0.02배 사이이며, 태양의 0.009배 사이이다. 이것은 태양의 질량이 지구의 크기에 따라 압축되고 밀도는 부피와 반대이기 때문에, 백색 와이어의 밀도는 태양의 밀도의 백만 배이다. 대표적인 백색 와이어의 밀도는 중성자 또는 블랙홀과 같은 밀집된 물체로 분류될 정도로 높다. 밀집한 물체 표면의 중력의 가속은 반경 제곱과 반대이기 때문에 매우 크다. 예를 들어 백색 시리우스 B 와이어 관찰에 의해 발생하는 질량과 반경의 평균 밀도는 다음과 같다. 이 백색 암흑 표면의 중력 가속도는 약 400이다.지구의 중력 가속도보다 수천 배 더 큽니다. 그러나 탈출 속도는 광속 0.02배이므로 상대 효과는 무시할 수 있다.