기본내용

연주시차

(1)
\begin{align} A= r \theta \end{align}

1 pc = 1 AU × 206265 rad = 1.5억 km × 206265 rad

도플러

(2)
\begin{align} {V_r \over c} = { {\Delta \lambda} \over \lambda} \end{align}

광도

(3)
\begin{align} L = 4 \pi d^2 f \end{align}

거리지수

(4)
\begin{equation} m - M = -5 + 5 log d \end{equation}

소광보정

(5)
\begin{equation} (m - A) - M = -5 + 5 log d \end{equation}
(6)
\begin{align} d = 10^{{m-A-M+5} \over 5} \end{align}

항성종족

  • Pop I: Z~0.02 태양주위, 은하원반, 젊은 별
  • Pop II: Z~0.001 헤일로, 늙은 별
  • Pop III: Z~0, 초기 우주

비리얼 정리

(7)
\begin{align} M_r = {{r \times v^2} \over G} \end{align}

질량대 광도비

(8)
\begin{align} \left( {L \over L_\odot} \right) \propto \left( {M \over M_\odot} \right)^a \end{align}

질량대 광도비 $M/L$(단위 태양광도/태양질량)가 클수록 같은 광도를 내기 위해 많은 질량이 필요, 즉 질량이 작은 별이 많다

척도높이(scale height) $h$

(9)
\begin{align} n(z) \propto \exp \left[ -{ { \left| z \right| } \over h} \right] \end{align}

$1h$ = 개수밀도가 $e^{-1}$만큼 감소하는 거리

금속성

(10)
\begin{align} \left[ Fe/H \right] = log_{10} \left( { N_{Fe} \over N_H } \right) - log_{10} \left( { N_{Fe} \over N_H } \right)_\odot \end{align}

태양과 조성이 동일한 별은 $[Fe/H] = 0$,
금속 희박: $[Fe/H] < 0$
금속 풍부: $[Fe/H] > 0$