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자주하는 질문

Total 142   
  • 작성일2010-02-23
대부분의 천체는 지구의 자전 때문에 하루에 한번 뜨고 집니다. 그런데 북반구에서 북극 근처에 있는 천체는 뜨고 짐이 없이 항상 떠 있습니다. 이를 주극성이라 합니다.



주극성의 영역은 위도와 관계가 있습니다. 이를테면 북극에서는 모든 별이 지평선과 나란하게 움직일 것이므로 모두 주극성이 됩니다. 한편 적도에서는 모든 별이 떠서 지게되므로 주극성이 하나도 없습니다.



주극성의 영역은 적위가 90-위도보다 큰 모든 별이 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
일반적으로 천문학에서 배경하늘의 밝기는 1각초x1각초 넓이의 하늘의 광도로 정의합니다.



도시에서 멀리 떨어진 아주 깜깜한 밤하늘을 갖는 좋은 관측 지의 배경하늘의 광도는 지구 대기의 복사 (airglow라 함), 어두운 별, 먼 은하에 의하여 영향을 받습니다. 아주 좋은 관측 지의 경우 하늘의 밝기는 푸른색에서 21.5 ~ 22.0등급/제곱각초가 되고, 노란색이나 붉은 색, 적외선에서는 더 밝습니다.



그러나 우리나라의 천문대를 포함하여 대부분의 관측 지는 20.5 보다 밝습니다. 이런 천문대의 배경하늘에 결정적인 영향을 주는 것이 도시의 가로등입니다.



참고로 가로등 불빛을 제외한 배경하늘의 색은 약간 붉은 색 (B-V 색지수=0.6)을 띄고 있습니다.



안시 관측의 경우 배경하늘의 밝기를 1각분x1각분의 광도로 정의할 수 있습니다. 이는 우리의 눈의 분해능을 1각분으로 보기 때문입니다. 즉 1각분 이하는 분해가 안되겠죠. 그 안에 여러 별들이 포함되어 있을 수가 있으므로 아주 밝은 별을 제외하고 모든 별의 밝기와 위에 설명한 배경하늘에 기여하는 모든 광도를 합하여 면적 (각분으로 나타낸 면적)으로 나누어주면 됩니다.



실제 천문학에서는 모든 별의 밝기를 알 수 없으므로 디지탈 (CCD 영상) 영상을 찍어 아주 밝은 별들을 없애 (마스킹)버리고, 나머지의 평균을 구합니다.
  • 작성일2010-02-23
파장이 짧은 파장 중에서 인간이 느끼기에 가장 넓은 파장 대역을 갖는 색이 파란색입니다. 그리고 맑은 날에 파장이 짧은 보라색은 아주 상층 대기에서 산란되기 때문에 지상에 많이 도달하지 않습니다. 따라서 파란색 파장이 상대적으로 우세하여 하늘이 파랗게 보입니다.



그런데 맑은 가을날 저녁 때 빛의 변화를 잘 살펴보면, 낮에는 파란색이었다가 해가 질 무렵에는 붉은 색으로 변합니다. 이윽고 해가 지고 어둠이 짙게 깔릴 수록 하늘의 색은 다시 파란색에서 남색, 이윽고 보라색으로 바뀌었다가 어둡게 변합니다. 이때 하늘의 색이 보라색으로 바뀌는 것을 볼 수 있습니다.



이렇게 색이 바뀌는 이유는 다음과 같습니다. 해가 지면서 햇빛이 직접 관측자의 눈으로 들어오다가 시간이 지나 햇빛은 더욱 두꺼운 대기층을 통과하게되어 파장이 짧은 빛이 상대적으로 적어져 붉게 보이지만, 태양이 완전히 지고 나면 긴 파장의 빛조차도 직접 관측자에게 도달하지 않게 되므로 짧은 파장의 산란된 빛만 관측자의 눈에 들어오게 됩니다. 그래서 색이 파란색에서 보라색으로 바뀌게 되는 것입니다.
  • 작성일2010-02-23
간단하게 정역학적 평형 상태를 유지하기 위하여 거성의 외부로의 팽창이 일어납니다. 즉 별은 팽창하려는 압력과 수축하려는 중력이 맞서고 있는 상태인데 수소 쉘 연소단계인 거성의 핵은 연료를 모두 소모하게 되어 더 이상 압력을 유지할 수 없으므로 수축하는데 반하여, 핵 밖은 수소 쉘 연소에 의하여 압력은 증가하지만 중력은 거리 제곱에 반비례하여 감소하므로 팽창하게 됩니다. 이와 같은 상태가 헬륨 쉘 연소과정에서도 발생하게됩니다.



현재 초신성 메커니즘을 설명하는 이론 중에 충격파 이론이 있는데 이 이론은 별의 핵이 연소하여 수소-헬륨-탄소-....-철족 원소까지 생성되면 더 이상 핵반응이 일어나지 않기 때문에 수축하게되며, 핵 외각 부분은 헬륨 쉘 연소-수소 쉘 연소가 일어나 팽창하게되어 핵과 그 밖의 부분이 분리되어 이 분리된 껍질이 핵에 떨어지는 충격파에 의하여 폭발한다는 것입니다. 이때 껍질 부분은 헬륨 쉘과 수소 쉘이 연소가 일어나지만, 중심의 철 핵은 어떤 종류의 흡열 반응 (Fe와 Mn 동위원소, 그리고 중성미자 방출)에 의하여 빠르게 수축하는 것으로 생각됩니다.
  • 작성일2010-02-23
분광형이 O형이나 조기형 B형 별들로 질량이 태양질량의 15배 이상인 주계열성을 일반적으로 청색거성 (blue giants)이라 부르기도 합니다. 이때 거성의 의미는 진화하였다는 뜻이 아니고 단지 "크다"는 뜻입니다. 그런데 진화 경로에서 이 질량이 큰 별들의 주계열 위치 근처까지 다시 위치하기도 하며, 질량이 100 태양질량을 넘으면 거의 주계열을 떠나지 않는 것으로 나타나기도 합니다.



질량이 태양의 3배 ~ 15배정도 되는 별은 진화과정에 두 번의 헬륨 연소과정을 거치게 되는데 한번은 적색 초거성으로 진화한 다음 헬륨핵 연소과정과 이후에 온도가 올라가 주계열 근처에 위치한 청색초거성 상태에서 헬륨 쉘의 연소가 일어나게 됩니다. H-R도 상에서 이 두 과정 사이의 이동이 매우 빠르게 일어납니다. 그래서 특정 H-R도 (이를테면 V & V-I 색등급도) 상에서 두 부류로 명확하게 나누어집니다. 이런 상태의 별은 청색초거성이라 하지 않고 청색 헬륨 연소 별, 적색 헬륨연소 별로 부르기도 합니다. 그런데 일반적인 H-R도 (밝기-온도 그래프나 V & B-V 색-등급도) 상에는 이 둘 사이가 명확하게 구분되지 않습니다.



별의 질량이 태양 질량의 15배 (O형이나, 조기형 B)가 넘으면 이론적인 진화 경로가 잘 알려져 있지 않습니다. 현재까지 가장 믿을 만한 진화 경로가 이탈리아의 Padua 그룹과 스위스의 제너바 그룹의 연구인데, 질량이 큰 별을 연구하는 사람들은 이들 연구 결과를 이용합니다.



어쨌든 질량이 태양 질량의 30배를 넘으면 진화도중에 아주 많은 양의 질량을 잃어버리게 됩니다. 예를 들면 태양질량의 30인 별은 진화하여 울프-레이에 별이 되는 것으로 생각되고 있는데 이 별이 진화 전과정을 거치면 최종 질량이 태양질량의 5 ~ 10배정도 밖에 남지 않는다고 합니다.



연구에 따르면 질량이 15 ~ 50 태양질량인 별은 일반적인 H-R도 상에서 두 세 번의 헬륨 연소과정 (핵 연소-쉘연소-쉘연소)을 겪으면서 청색 초성과 적색초거성 사이를 빠르게 왔다갔다하는 것으로 타나고 있습니다.



현재가지 연구결과에 따르면 질량이 30 태양질량 이하는 적색초거성 단계를 거쳐 세페이드 변광성 단계를 지난 초신성 폭발을 일으키는 것으로 생각되고 있고, 질량이 30 ~ 50 태양질량인 별은 주계열을 떠나 청색초거성 - 황색초거성 (yellow super giant) - 적색초거성을 지나 이윽고 울프-레이에 별단계에 이른 후에 초신성 폭발을 거치는 것으로 생각됩니다. 한편 질량이 50 태양질량 이상의 별은 O형 플레어 별을 지나 "밝은 청색 변광성 (luminouse blue variable)" - 울프-레이에 별 - 초신성 단계를 거치는 것으로 보고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
행성에 대기가 없는 이유가 여러 가지겠지만 제일 큰 이유가 중력이 작기 때문이 아니겠어요? 과학기술로 행성의 중력을 키울 수 있습니까?



현재에는 그런 기술이 없으므로 비용을 떠나 대기를 못 만들겠지요.



중력이 지구와 같은데 대기가 없는 경우는 태양에 너무 가까이 간 경우나, 아니면 너무 먼 경우 (아무래도 약간의 대기가 있겠지요)가 될 것입니다. 태양에 너무 가까이 다가간 경우라면 힘들겠지만, 먼 경우에는 다른 방법으로 인간이 살 수 있는 조건을 만들 수도 있을 겁니다. 예를 들면 원자력을 이용한다든지, 핵융합 발전 따위로 에너지를 공급한다든지 하는 방법 말이죠.
  • 작성일2010-02-23
지구자기장의 방향에 대해서는 지구의 북극에서 나와 남극으로 들어가는 것이 아니라 오히려 그 반대로, 즉 남극에서 나와 북극으로 들어가게 됩니다. 북극이라는 것이 자석(나침반)의 N극이 향하는 방향으로 정의되기 때문입니다. N극이 향하는 방향은 S극입니다. 즉 북극이 실제 전자기적으로는 S극이기 때문에 나침반의 N극이 북극을 향하게 되겠지요.



그리고 지구의 지리적 북극과 실제 나침반이 가리키는 북극(진북이라고 부름)은 약간 다릅니다. 비틀어져 있을 뿐만 아니라 지구 자기장을 dipole로 근사했을 때

dipole의 중앙위치도 지구의 중심부에서 많이 빗나가 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
무게가 어느 정도 이상 무거운 별의 경우 별의 수명이 다하면, 여러 가지 복잡한 과정에 의해 별의 바깥부분은 바깥으로 튕겨 나가고 안쪽부분은 안쪽으로 수축하는 과정을 밟게 됩니다. 이 때 질량이 충분히 크면 자신의 중력을 이기지 못하고 계속 줄어들어서 0(영)으로 줄어들게 됩니다. 이것이 블랙홀입니다. 블랙홀의 크기는 0(영) 이라고 봐야 합니다. 또는 사상의 지평선(event horizon)으로 생각하기도 합니다. 사상의 지평선은 블랙홀이 주변의 물질을 잡아먹을 수록 커집니다.



반면, 질량이 충분히 크지 않은 별은 수축하다가 전자 또는 중성자가 서로 같이 있지 않으려는 힘(축퇴)에 의해 수축이 멈추고 백색왜성 또는 중성자별이 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
젊은 별이 많다는 것과 은하의 나이와 약간 다른 것입니다. 즉 젊은 별이 많다고 해서 나이가 어린것은 아니라는 겁니다. 젊은 별들이 많다는 이야기는 현재 별이 탄생할 재료가 많다는 뜻이고 별이 생성되고 있다는 것입니다. 별의 생성은 일반적으로 중성수소 가스의 양에 비례합니다. 나선은하나 불규칙은하는 중성수소가 차지하는 질량의 비중이 수십 % 이상 됩니다. 이에 반하여 타원은하는 중성수소 가스가 거의 없습니다. 그러므로 타원은하는 젊은 별들이 없고 오래된 별만 있게됩니다.



어쨌든 교과서적으로 이야기하면 타원은하가 가장 오래되었고, 다음 나선은하, 그리고 불규칙은하가 가장 젊다고 되어있습니다. 정확하게 이야기하면 이 순서로 젊은 별의 수가 많아진다는 것입니다. 그렇다고 해서 나선은하나 타원은하에 늙은 별이 없다는 것은 아닙니다. 여기에도 늙은 별들이 아주 많이 있습니다.



그런데 우주론적으로 볼 때, 위의 순서로 탄생하였다는 뜻은 아닙니다. 현재 타원 은하는 나선은하가 충돌, 병합하여 생성되었을 것으로 추정되고 있습니다. 이와 같은 입장에서 은하의 나이는 질량에 관계 있는 것으로 생각되고 있습니다. 즉 질량이 큰 은하에 더 오래된 별들이 포함되어 있다는 것입니다.



나선은하의 벌지 (중앙팽대부)는 조기형 나선은하일 수록 커지게 됩니다. 벌지는 타원은하와 같은 특징을 갖는 것으로 생각되고 있습니다. 그래서 위와 마찬가지로 은하 자체의 나이를 이야기하는 것이 어려울 때가 있습니다.



결국 은하의 나이를 은하의 형태에 따라 일률적으로 이야기한다는 것은 어려운 일입니다. 다만 포함되어 있는 별의 주요 종족이 오래된 것이냐 아니면 젊은것이냐 입니다. 허블망원경의 심 우주 사진을 보면 우리가 근처에서 볼 수 있는 여러 종류의 은하가 나타나고 있습니다. 따라서 은하 자체가 생성된 것은 거의 같은 시기에 생성되었다는 것을 알 수 있습니다. 다만 질량이나 주변 환경 등의 조건에 의하여 별의 생성이 달라진다는 것을 알 수 있습니다.



별의 생성 입장으로 보면 질량이 큰 은하가 먼저 별 생성이 이루어지고 질량이 작은 은하가 나중에 별의 생성이 이루어지는 것으로 보고 있습니다. 이것은 일반적으로 질량이 큰 은하가 별의 내부에서 만들어지는 중 원소의 함량이 높게 나타난다는, 즉 질량이 큰 별이 여러 번 윤회과정을 거쳤다는 것을 의미합니다.
  • 작성일2010-02-23
불확정 시간 내에 에너지가 방출 될 수 있는 확률이 있습니다. 일종의 터널링 효과지요. 즉 언덕을 넘어갈 수 있을 만큼 에너지가 없어도 양자역학적으로 언덕 밖에 입자가 존재할 확률이 있습니다. 이를 터널링 효과라 하는데 마찬가지로 블랙홀이 모든 것이 빠져나올 수 없을 정도로 장벽이 높다 하더러도 양자역학적으로 밖에 존재할 확률이 있게 되는 것이죠. 그러나 이런 블랙홀 자체에서 빛이 방출되는 현상은 주로 초기 우주에 만들어진 무지무지 작은 블랙홀에서나 생기는 현상이고 이런 작은 블랙홀은 현재 우주에는 거의 남지 않았을 것입니다. 왜냐하면 우주가 지금까지 지내오는 동안 에너지를 전부 방출해서 증발해버렸을 테니까요.



또 하나는 블랙홀 자체가 아니라 블랙홀 주변에서 빛이 나오는 경우입니다. 블랙홀에서 빛이 나오지 못한다는 것은 고전적인 일반상대론만은 생각했을 때 사상의 지평선 안에 있는 빛이 빠져 나오지 못한다는 말이고 사상의 지평선 밖에서는 일반상대론적으로도 당연히 에너지만 충분하면 얼마든지 빠져 나올 수 있습니다.



블랙홀 주변의 물질이 블랙홀 주변을 회전하면서 들어가게 되면 아주 강한 X-선 및 감마선이 블랙홀 주변에서 방출됩니다. 그 이유는 중력 포텐셜의 차이에 해당하는 만큼 에너지를 잃어버려야 그 물질이 블랙홀로 빨려 들어갈 수 있기 때문입니다. 그렇게 잃게 되는 에너지가 X-선이나 감마선으로 관측이 되고 있습니다. 물론 사상의 지평선 밖에서 방출되는 빛들입니다.



양자역학적으로는 사상의 지평선의 아주 아주 작은 근방에서 소위 말하는 양자요동에 의해 빛이 방출될 수 있지만 극히 작은 에너지입니다.