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- 작성일2010-02-23
블랙홀에 들어가는 사람은 자신은 빠르게 움직이고 있는 것처럼 생각되겠지만, 밖에서 보는 관측자가 관측하게 되면 이 사람은 블랙홀의 중심에 다가갈수록 더 천천히 빨려들어 가는 것으로 보입니다. 이런 이유는 속도=거리/시간이므로 같은 속도에서 시간이 천천히 가면, 즉 시간이 작아지면, 간거리도 작아지기 때문입니다.
진공에서의 빛의 속도는 관측자의 계에 상관없이 일정합니다. 즉 블랙홀로 빨려들어 가는 사람이 관측하거나, 밖의 관측자가 관측하거나 그 속도는 일정합니다. 광년은 진공 중의 빛의 속도를 기준으로 하고 있습니다.
그런데 빛이 매질에 들어가면 속도가 달라집니다. 예를 들어 태양의 반경은 약 70만 km인데 진공에서라면 빛이 중심에서 표면까지 걸리는 시간이 2.3초밖에 걸리지 않겠지만, 그 중심에서 핵반응이 일어나 생성된 광자가 태양 표면에 도달하기까지는 수 천년이 걸립니다. 마찬가지로 프리즘을 통과할 때 빛이 굴절을 일으키는 것은 매질 속에서 빛의 속도가 느려지기 때문입니다.
- 작성일2010-02-23
별의 절대광도에 따른 별의 개수를 나타내는 히스토그램을 "광도함수 (luminosity function)"라 하는데 이 광도함수에 나타난 별의 밝기 분포는 밝을 수록 숫자가 줄어들고 어두운 별일 수록 숫자가 늘어나는 분포를 보입니다. 따라서 별의 개수 분포는 어두운 별, 즉, G, K, M형 왜성이 별의 대부분을 차지합니다.
저희 한국천문연구원의 역서에 수록된 겉보기 등급이 3등급 보다 밝은 별 96개의 분광형 분포는,
O -> 4, B -> 22, A -> 28, F -> 7, G -> 7, K -> 21, M -> 7 : 계 96개
로 나타납니다. O나 B형이 "광도함수"에서 보다 상대적으로 많은 이유는 은하 원반에 젊은 별들이 많은 데다가, 이 별들이 숫자가 적더라도 밝기 때문이고, K, M형의 경우에는 거성과 초거성이 많고, 밝기 때문에 상대적으로 개수가 많이 나타납니다. 그런데 A 형이 많은 이유는 젊은 은하 원반에 속한 별들 중에 OB형 보다 개수가 상대적으로 많고, FGKM형별보다 개수는 적지만 밝은 별이 상대적으로 많아 태양 주위에 가장 많은 수의 A형별이 보이는 것으로 생각됩니다. 물론 이 것은 겉으로 나타난 수치입니다.
항성의 스펙트럼에서 어떻게 별의 분광형을 구하였죠 ? 실제로 A형은 수소의 흡수 선이 가장 뚜렷하게 나타나기 때문에 분류가 다른 별보다 쉽다는 점이 있습니다. 이런 분류를 통계로 처리할 때 가장 중요한 것은 어떤 특정 분류에 속한 것을 주로 선택하는데 따른 선택효과의 오차를 줄일 수 있도록 "샘플"을 정하는 것과 자료를 분석할 때 어떤 선입관에 의하여 나타나는 경향 (bias) -위의 경우에는 흡수선의 세기-이 나타나는지를 잘 분석해 보아야 합니다.
- 작성일2010-02-23
혜성과 소행성이 새로 발견된 것으로 확인되면 발견자의 이름을 따거나, 발견자가 추천한 이름을 학명 이외에 갖게 됩니다. 그러나 변광성이나 신성은 사람의 이름을 붙이지 않고 그 동안 사용하였던 학명 (HD, HR, BD등의 성표 번호, 혹은 밝은 별의 경우 별자리 이름을 포함하는 학명)을 그대로 사용하게 됩니다. 초신성의 경우 새로 붙인 학명을 그대로 쓰게 됩니다.
은하나 엑스선 천체, 퀘이사, 적외선 천체 등은 일반적으로 국제천문연맹에서 정한 학명, 즉 IRAS 010+0101 (IRAS천문위성이 관측한 적경 00시 10분 적위 +01도 01분)과 같이 위치를 포함하는 방법을 쓰기도 하고, 관측자 혹은 관측위성에 따라 성표를 만들어 그 일련번호를 사용하기도 합니다. 은하나 기타 천체에 붙이는 이름은 대개 그 천체가 포함되어있는 성표에서 정한 이름에 따는 경우가 많습니다. ESO 성표는 스웨덴의 웁살라 대학에서 북반구의 팔로마 천문대 전천 사진, POSS와 마찬가지로 적위 남위 8도이하의 남반구 전천을 사진으로 찍고 그 사진에 번호를 붙인 것입니다. 그 것이 ESO102 따위의 번호가 붙게 되는 것이죠. 즉 ESO 102는 ESO 플레이트의 102번이라는 뜻입니다. 그리고 72는 ESO 102번 플레이트의 72번째 천체라는 뜻입니다. 이 천체의 분류에는 별은 제외됩니다. 일반적으로 은하의 이름은 ESO 102-SN72처럼 천체의 종류를 식별할 수 있도록 숫자 앞에 G (보통은하), IG (불규칙은하), PN (행성상 성운) 따위를 번호 앞에 붙이게 됩니다.
발견자가 아닌 경우에 별에 이름을 붙이고 싶으면 국제천문연맹에서 별의 이름을 사면됩니다. 국제천문연맹에서는 별의 이름, 혹은 이름이 붙은 별을 팔고 있습니다. 그런데 이름이라는 것은 다른 많은 사람들이 그렇게 불러야 의미 있는 것 아니겠습니까? 소행성, 혜성, 초신성, 기타 천문현상 (화구, X-선 폭발, 감마선 폭발 따위)을 새로 발견한 경우 통지 및 접수와 이에 따라 전세계 천문학자에게 바로 통보하는 일은 국제천문연맹의 제 3 분과의 20 분과위원회 산하의 소행성 센터 (Minor Planet Center, MPC)와 최고위원회 직속의 6분과위원회 산하의 중앙천문전신국 (Central Burau for Astronomical Telegrams, CBAT)에서 담당합니다. 새로운 소행성에 대한 등록, 국제적인 통지, 새로운 소행성으로의 확인,새로운 이름 부여 따위를 담당한 소행성 센터, MPC http/cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/mpc.html 와 그 이외에 새로 발견된 혜성, 초신성, 기타 천문현상에 대한 접수 및 등록, 통지, 새로운 천체로의 확인, 통지 따위를 담당하는 중앙천문전신국, CBAT, http://cfa-www.harvard.edu/iau/cbat.html 는 미국 하버드대 스미소니안 천체물리연구소 (Smithsonian Astrophysics Observatory)에 있습니다. 중앙천문전신국은 수시로 새로운 천문현상에 대한 전신문, email과 엽서, IAU Circular를 발행합니다. 소행성센타도 수시로 소행성 및 혜성의 자료를 MPC라는 전신문 혹은 MPEC라는 email 전신문을 발행합니다. 국제천문연맹의 소재지는 프랑스 파리의 천체물리연구소 (Institute de Astrophysics)에 총괄 운영본부 (IAU Secretariat)가 있습니다. 8개 분과의 본부는 세계 여러 곳에 따로 두고 있습니다. 예를 들면 제 1 분과 (Sientific Division I)의 본부는 현재 미국 해군성천문대에 있습니다.
- 작성일2010-02-23
우선 삼각측량법이 있는데 이는 정확히 잴 수 있는 거리를 기선으로 정하고, 그 기선의 양쪽 끝에 측량기를 놓은 다음 먼 산이나 지물의 시차를 측정하여 그 거리를 계산하는 방법입니다. 물론 이때 알려고 하는 먼 곳의 거리는 기선의 길이를 정확하게 결정할수록 비례하여 정확해집니다. 태양계 안의 절대적인 거리는 뉴턴의 천체역학( 우주 탐사선의 궤도와 케플러의 법칙)이나 전파 천문학을 이용하여 결정할 수 있습니다. 삼각시차에서의 기선이 되는 지구-태양의 거리 a 는 1AU(천문단위)=1.496x10^8km이고, 태양-별의 거리를 d라 한다면 시차를 구해보면, π(라디안)= a/d 입니다.
다음으로 가까운 별들을 통한 태양의 운동을 들 수 있는데 운동이 헤르쿨레스자리를 향하여 속도 20km/sec으로 알려져 있습니다. 이 기선은 해마다 늘어나고 있으므로 만일 가까운 별이 공간에 정지해 있다면 10년의 간격을 두고 측정할 때 약 2000pc까지의 별의 거리를 잴수 있습니다. 그러나 모든 별은 실제로 움직이고 있기 때문에 별들의 집단에 대한 평균 시차만이 측정이 가능합니다.
운동 성단(moving cluster)의 방법은 100pc을 넘는 개개의 별의 거리를 정확하게 알려줍니다. 그러나 실제로 적용되고 있는 성단은 극히 드물며 황소자리의 히아데스 성단은 가장 유명한 성단입니다. 성단이란 많은 별들로 이루어진 것을 말하며, 이들은 중력으로 서로 묶여 있기 때문에 한 집단으로 공간을 운동하고 있습니다. 만일 성단이 천구 위에서 알아볼 수 있을 정도의 각도를 이룬다면, 개개의 별의 고유 운동은 하늘의 한 점으로부터 수렴하는 것처럼 나타날 것이므로 성단의 평균 시선속도의 측정과 삼각법에 의해 성단내의 각별의 거리를 구할 수 있습니다.
(1pc = 3.26LY = 206265 AU = 3.086x10^13 km)
(LY -> 빛이 1년 동안 도달할 수 있는 거리)
광도 거리 관계- 별의 밝기에 기초를 둔 거리 측정 방법입니다. 삼각시차나 운동 성단의 방법은 가까운 대표적인 별(혹은 성단)에 대해서 절대적인 거리와 밝기가 결정될 때 비로소 거리의 눈금이 완성되는 것입니다. 복사플럭스는 광원으로부터 거리의 제곱에 반비례하여 감소하므로 거리가 결정되면 절대적인 밝기는 관측된 겉보기의 밝기로 계산 가능합니다. 여기에는 (1) 개개의 별에 대한 분광시차 법이 있습니다. 별의 스펙트럼으로부터 분광형과 광도계급을 결정할 수 있습니다. 이 자료는 H-R도 위에서 별의 위치를 확정하며, 이로부터 별의 절대등급을 읽어내는 것으로 관측된 실시 등급으로부터 우리는 거리 지수와 별의 거리를 계산할 수 있습니다. (2) 주기적 변광성을 이용하는 방법이 있습니다. 거문고자리 RR형과 세페이드 변광성은 주기적으로 밝아지고 어두워지는데, 주기는 별의 평균 절대적 밝기와 관련이 있습니다. (3) 주 계열 맞추기가 있습니다. 성단의 별들의 절대적 밝기를 그 색깔에 대해서 도표에 그려 넣어 보면 대부분 별들은 H-R도 위의 하나의 곡선을 이루고 있습니다. 여기서 거리를 알지 못하는 성단의 색-실시 등급 도를 반투명한 종이에 그린다음 이것을 눈금이 확정된 H-R도 위해서 아래위로 이동시켜서 2개의 주 계열이 같은 분광형에서 겹쳐지도록 합니다.
- 작성일2010-02-23
또 한가지 수소의 21cm파와 같은 전파는 원자핵과 전자의 스핀 에너지에서 발생합니다.(FAQ의 "은하의 모양과 21cm중성수소파" 참조) 비 열적 복사는 자기장에 전하가 운동할 때 전파를 발생시킵니다. 태양의 플레어, 중성자별의 전파 (펄서), 활동 은하핵 중 전파원 등은 이와 같은 비 열적 복사에 의하여 발생합니다.
- 작성일2010-02-23
인플레이션 이론은 간단히 설명하면 에너지가 높은 상태의 "진공"이 물이 갑자기 끓듯, 상 변화 (이를테면 액체 --> 기체로 변하는 것) 하여 팽창했다는 이론입니다. 진공에는 진공 에너지가 있습니다. 이 진공에너지는 바닥에너지라 생각하면 되는데, 집이 튼튼하다면 우리가 1층 바닥에 있는 경우나 2층 바닥에 있는 경우나 다 같이 "바닥"이 될 겁니다. 그런데 위치에너지는 2층 바닥이 높지요. 이와 마찬가지로 바닥에너지가 차이가 나는데 어떤 조건 (이를테면 집이 무너진다든지)에서 에너지가 낮은 곳으로 이동하려는 경향이 있습니다. 이 집이 무너진 상태를 상(태)변화라 할 수 있는데, 이에 의하여 물이 끓듯이 갑자기 상 변화하게되어 시공간이 팽창하는 것을 인플레이션이라 합니다.
진공에너지는 현재 아인슈타인이 정지된 우주를 만들기 위하여 도입한 만유인력에 대한 척력인 우주항의 원인으로 여겨지고 있습니다.
- 작성일2010-02-23
은하의 회전의 증거는 태양 주위의 별과 천체의 상대적 운동, 그리고 중성수소로부터 오는 21cm파의 관측으로부터 알 수 있습니다. 또 외부 은하의 경우에는 전파관측과 분광관측을 통하여 회전을 알아냅니다.
21cm파를 이용하여 은하의 모양을 알아내는 방법은 다음과 같습니다. 먼저 21cm파는 수소의 원자에서 나오는 전파입니다. 이 전파는 다른 파와 달리 흡수가 잘 안됩니다. 이러한 이유는 이 전파가 발생하는 원인이 참 특이하기 때문입니다. 이 전파는 수소원자의 원자핵인 양성자의 스핀과 전자의 스핀 사이에 생기는 에너지 준위 사이의 천이에 의하여 발생합니다. 다시 말하면 양성자의 스핀은 up, down 두 가지고, 전자의 스핀도 up, down 두 가지가 되어, 자기 모멘트가 서로 결합 (coupling)하게 됩니다. 그 결과 두 가지의 에너지 준위를 갖게 되는데 이 준위 사이의 에너지 천이 (자리를 옮김)는 거의 일어나지 않는 "금지된 천이"가 됩니다. 그런데 아주 긴 기간에 한번씩 천이될 확률 (수만 년에 1회)이 있는데 우주공간에 아주 많은 수소원자가 있으므로 많은 천이들이 일어나게 됩니다. 이 천이에 의하여 21cm파의 광자가 발생됩니다. 따라서 이 천이 특성상 이 파가 다른 수소원자에 흡수될 확률이 없습니다.
은하가 회전하게 되므로 각 부분이 우리 태양계가 우리은하계를 공전하는 운동과 우리 은하계의 회전을 알 수 있다면, 우리 태양계에서 관측한 우리 은하계의 각 부분의 상대속도를 알 수 있습니다. 특히 시선 방향의 속도를 구할 수 있습니다. 우리가 전파망원경으로 대부분 수소가스로 이루어진 어떤 성운의 수소 21cm파를 관측하면 그 성운이 우리로부터 얼마의 속도로 멀어지고 있는지, 아니면 가까워지고 있는지를 알 수 있을 뿐만 아니라 전파의 세기로부터 수소의 양이 얼마나 되는지를 알 수 있습니다. 성운과 우리와의 상대속도는 21cm 전파를 수신했을 때 도플러효과에 의하여 편이된 양을 측정함으로써 "시선방향"을 알아낼 수 있습니다.
우리가 우리은하의 어떤 방향을 바라보면 가까운 성운, 좀더 멀리 있는 나선 팔, 더 멀리 있는 성운, 나선 팔 .... 등등이 겹쳐서 보이게 될 겁니다. 다행스러운 것은 이 것들의 회전이 각각 달라지기 때문에 지구에서 보아 상대속도와 시선속도가 서로 다르게 됩니다. 그러므로 전파관측을 하게되면 어떤 성운은 21.1cm, 어떤 것은 20.9cm, 21.5cm, ...등등 나타나게 되므로 지구로부터의 거리를 알아 낼 수 있게 됩니다. 한편으로 각 파장에 나타난 21cm의 세기로부터 수소의 밀도를 구할 수 있으므로, 우리은하에 있는 수소의 공간 분포를 알아 낼 수 있게 됩니다. 특히 21cm파는 파장이 길 뿐만 아니라 흡수가 잘 안 일어나므로 태양에서 은하계 중심을 지난 건너편까지 알아 볼 수 있게 되었습니다.
그런데 이 방법으로 은하의 수소 분포를 구할 수 없는 각도가 있습니다. 태양에서 보아 은하 중심 방향과 그 반대 방향은 구할 수 없습니다. 이 방향에 있는 성운은 태양과 나란하게 같은 방향으로 운동하여 선 방향의 속도성분이 영 "0"이 되므로 거리를 구할 수 없을 뿐더러 수소의 밀도도 구할 수 없습니다. 다른 말로 하면 21cm 전파관측을 하면 모든 성운이 21cm 파장에 겹쳐서 나타나므로 구별할 수 없게 된다는 뜻입니다.
- 작성일2010-02-23
예를 들면 우리가 숲 속에 있다고 가정할 때 숲 전체의 모양을 추정하려면 주위에 있는 나무들의 분포와 그 크기, 거리 등을 알 필요가 있을 겁니다. 우리 은하의 모습을 추정하는 방법은 이와 매우 유사합니다. 숲에서 보면 나무 (별)사이로 더 먼 곳에 있는 숲 (성단)이 보이고, 언뜻언뜻 먼 곳의 산 (은하)과 그 산에 속한 숲 (성단), 나무 (별)들이 보일 겁니다.
두 번째, 은하계의 질량은 은하계의 회전운동으로부터 알아낼 수 있습니다. 은하계의 회전은 도플러효과를 이용합니다. 우선 21 cm 의 중성수소 전파 관측으로부터 지구로부터 성운의 시선속도를 구합니다. 그 다음 우리 은하의 중심거리에 따른 회전 속도의 변화 (회전속도 곡선)를 구합니다.
이때 우리 태양계의 운동을 알아야 각 성운들의 회전 속도를 구할 수 있는데, 우리 태양계의 운동은 태양계 주위의 별의 운동 (시선속도와 접선속도)을 면밀히 관측하여 통계적으로 우리 태양계의 운동을 추정하게 됩니다. 시선속도는 분광관측의 도플러효과를 이용하여 측정하고, 접선속도는 별의 고유운동으로부터 측정합니다. 태양의 우리 은하에서의 위치는 우리은하의 모양과 크기를 결정하는 방법에서 결정됩니다.
또 한가지 회전속도곡선을 얻는 방법은 성운 중에 방출성운 (산광성운, 발광성운)을 분광 관측하여 스펙트럼 선의 도플러효과를 이용하여 시선속도를 측정하는 방법이 있습니다. 역시 거리가 필요합니다.
이렇게 회전속도곡선이 구해지면 그 회전속도 곡선에 맞는 질량모델을 만들어 전체질량 혹은 질량 분포를 알 수 있습니다. 예전에 우리은하의 간단한 질량 모델이 태양근처까지는 강체 운동을 하고 태양보다 밖은 케플러 운동을 하는 것으로 생각되었습니다. 이런 경우 질량은 케플러의 운동방정식으로부터 주기 (태양의 은하계 공전 주기, 2억 5천만년)와 태양-은하계 중심 거리 (약 3만 광년)가 주어지므로 대략적인 질량을 구할 수 있습니다. 그러나 우리 은하계의 회전속도 곡선은 이보다 더욱 복잡한 형태를 보이는 것으로 알려져 있습니다.
참고로 외부은하의 경우에는 경험법칙을 쓰게 되는데 나선은하의 경우 툴리-휘셔 관계식을 이용합니다. 타원은하의 경우에는 중심에서의 속도분산-광도 관계식을 이용합니다. 유명한 툴리-휘셔 관계식은 경험적으로 얻어진 식으로 속도곡선에서 최대 회전 속도와 질량과의 관계를 나타난 식입니다.
- 작성일2010-02-23
팽창하는 이유는 우리우주가 그렇게 생겼기 때문이지요. 과학적으로 말하면 우주의 전체 에너지가 0보다 크기 때문이지요.
팽창이 계속된다면 우리우주의 물질의 밀도에 따라 영원히 팽창하거나 (실제 밀도가 어떤 한계 밀도보다 낮은 경우), 팽창하여 아주 긴 시간 에 정지하거나 (임계밀도), 팽창하여 정지하였다가 다시 수축하거나 (밀도가 높은 경우) 중의 하나가 됩니다. 현재까지 관측결과는 팽창을 계속하여 아주 긴 시간 후에 정지하는 것으로 관측되고 있습니다. 이에 관해서는 우주 밀도 파라미터 부분을 보십시오.
- 작성일2010-02-23
별의 나이를 실제로 계산하는 경우에는 위 최소 수명이 한계조건 (boundary condition)이 됩니다. 별의 경우 압력과 중력이 맞선다는 정역학적 평형, 핵반응 혹은 중력에너지등 발생한 에너지와 방출된 에너지가 맞선다는 에너지 평형, 질량보존, 에너지 전달방정식 등 별의 물리적 특성을 기술하는 방정식에 의하여 모델별을 만듭니다. 이 모델별을 수치 계산에 의하여 진화시키면 별의 나이를 예측할 수가 있습니다. 특히 태양의 경우에는 우리가 최소 나이를 알고 있으므로 좀더 정확하게 나이를 추정할 수 있습니다.
질량이 태양과 다른 경우에는 내부 구조나 에너지 생성 등이 태양과 약간 다르지만 결국 물리적으로는 같은 방법으로 계산하게 됩니다. 이 과정에서 성단 등의 관측 치와 이론적인 모델 계산 결과를 비교하여 모델을 맞게 수정해 나가게 됩니다.
이와 같은 과정을 거쳐 별의 절대적인 나이 (수명)를 추정하게 됩니다. 별의 밝기는 대략 질량의 3승배에 비례하게되어, 별의 수명은 질량이 n배이면 대략 1/n^2배가됩니다.
별 내부에서 핵반응이 일어나는 과정으로 별의 진화 단계를 생각해 보면,
성운의 수축에 의한 별의 탄생 --> 핵반응 시작 --> 수소 연소 (주계열성 -일생의 거의 대부분을 보냄) --> 헬륨코어 생성, 수소 쉘 연소 --> 헬륨 코어 연소 + 수소쉘 연소 (거성) --> 탄소핵 생성, 헬륨 쉘 연소 (수평계열 거성 혹은 초거성) --> 탄소 연소, 철핵 생성 --> 행성상성운, 초신성 --> 백색왜성, 중성자별
이러한 단계를 거치게되는데 최초의 질량에 따라 운명이 결정되게 됩니다.